Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# Atomkerno

| Atomkerno
 |
| --- |
|  |
| **speco de kvantuma partiklo**  |
| **ligita stato • elektre neneŭtra partiklo • kvarka materio** |
|

| [Montri]  Partoj |
| --- |
|  | nukleono  vd |

 |
|  |

La **atomkerno** (ankaŭ nomata **atoma nukleo**) estas parto de la atomo, konsistanta el protonoj kaj neŭtronoj. En ĝi koncentriĝas 99,9 % de la atoma maso, kvankam ĝi reprezentas nur etan parton de ĝia volumeno. Pro la protonoj, atomkerno havas pozitivan ŝargon. Neŭtrala atomo (laŭ ŝargo) estiĝas, se kernon kun *n* protonoj ĉirkaŭas sama nombro da elektronoj.

La nombro de la protonoj montras, kiun kemian elementon la atomkerno reprezentas. Atomoj kun sama proton- sed malsama neŭtronnombro estas nomataj izotopoj de la kemia elemento.

La atomkernon karakterizas la nombro de la protonoj (nomata ankaŭ atomnumero) kaj la nombro de ĝiaj neŭtronoj.

Modelo de atomo kun atomkerno en centro kaj elektronoj orbitantaj ĉirkaŭ ĝi. Ĉi tiu modelo ne konvenas al nuna fizika kompreno de atomo kaj estadas uzata plejparte kiel bilda simbolo de atomo.
## Vidu ankaŭ

* Atomfiziko
* Kernfiziko
* Nuklea fiziko
* Kernoreakcio
* Izotopo
* Magia nombro (fiziko)
* Nuklea izomero
* Listo de partikloj
* Radioaktiveco
* Fuzio
* Fisio
* Atomnumero
* Atompezo

## Eksteraj ligiloj
# Deŭterio

| Deŭterio
 |
| --- |
|  |
|  |
| **stabila izotopo • izotopo de hidrogeno** |
| **hidrogeno • bosono • simpla substanco** |
| Ĝeneralaĵoj
 |
| Nomo
 | Deŭterio
 |
| ChemSpider-kodo
 |
4574130

 |
| Karakterizaĵoj
 |
| Sekurecaj indikoj
 |
|

|  |  |
| --- | --- |
| Pridanĝeraj indikoj

|  |
| --- |
|
nekonata |

 |
| GHS etikedigo de ĥemiaĵoj
 | R:
 |
| S:
 |

 |
| Se eble, uziĝu unuoj de la Sistemo Internacia de Unuoj. Escepte de la notoj alie indikitaj, la datumoj rilatas al materialoj laŭ la ordinaraj normoj pri temperaturo kaj premo (25o kaj premo je 1 atmosfero aŭ 760 mm de Hg).
 |
|  |

**Deŭterio** (el la greka *δευτερον*: "la dua") estas krom procio kaj tricio, izotopo de hidrogeno. Ĝia atomkerno estas nomata ankaŭ deŭterono.

## Priskribo

La ĝusta kemia simbolo estas 2H, sed el simpligaj bazoj estas kutima ankaŭ la uzo de formula signo D.

Male al 1H hidrogeno, ĉe kiu la atomkerno konsistas nur el unusola protono, la deŭteria kerno konsistas el unu protono kaj unu neŭtrono. La proporcio de la deŭterio en la natura hidrogeno estas ĉirkaŭ 0,015%. Ĉar neniu procezo de la stelara nukleosintezo estas tiel konata, kiu produktas deŭterion, oni supozas ke ili estiĝis en la primordia nukleosintezo direkte post la praeksplodo. Tiel la ofteco de la deŭterio en la kosmo estas grava parametro por la kosmologiaj modeloj.

Se oni anstataŭigas ĉe akvo (H2O) la hidrogenon al *deŭterio*, tiel oni ricevas pezan akvon (D2O). Se la hidrogenon anstataŭas nur duone la deŭterio, ricevas oni duonpezan akvon (HDO).
La denso de D2O estas 1,1047 g/cm³ ĉe 25 °C, la fandopunkto situas ĉe 3,8 °C kaj la bolpunkto ĉe 101,4 °C. La densa maksimumo situas ĉe 11,2 °C (akvo: 3,98 °C). Tiu diferenco en la fizikaj proprecoj nomiĝas *izotopa efekto*. Ĝi estas neniel tro forte esprimita kiel ĉe la paro 1H - 2H. Peza akvo estas venena en granda koncentriĝo pro la malbona solvebla kapablo.

Oni uzas deŭterion kiel moderigilon en atomreaktoroj (en formo de peza akvo), kiel brulaĵon en atombomboj kaj kiel signilon en kemio kaj biologio.

Krom la menciitaj oni uzas ĝin en eksperimentaj fisiaj reakcioj kun tricio kiel brulaĵojn.

Deŭterio estis malkovrita en 1931 de Harold Clayton Urey, pro kio li ricevis en 1934 Nobelpremion pri kemio.

## Vidu ankaŭ

* Procio
* Tricio
* Peza akvo
* Hidrogeno
# Izotopo

Tabelo de la izotopoj laŭ diserigtipo, kreita laŭ datumoj de programo Nucleus
Grafiko de la atomaj izotopoj kolorigitaj laŭ duoniĝa tempo
Diagramo de ekzisto de izotopoj. Vertikale estas atommaso, pligrandiĝanta de supro suben. Horizontale estas diferenco de kvantoj de neŭtronoj kaj protonoj, je pli dekstre des pli multaj estas neŭtronoj. Ju pli malhela estas la bildo des pli ofta kaj stabila estas la izotopo.
Nomiĝas **izotopoj** tiuj specoj de atomoj de la sama kemia elemento, kiuj havas malsamajn masojn. La elementoj en la naturo ĝenerale estas miksaĵoj de du aŭ pli izotopoj. La atomnumero, kiu indikas la nombron da protonoj estas la sama por du izotopoj, sed la nombro de neŭtronoj malsamas.

La nomo devenas el la grekaj *isos*, sama, kaj *topos*, loko, ĉar ili havas la saman lokon en la perioda tabelo de la elementoj.

Ĉar la atomnumero (aŭ *atomnombro*), *Z*, estas la sama, la ĥemiaj ecoj de du izotopoj estas la samaj. Tamen, la fizikaj ecoj povas tre malsimili.

En la scienca nomigado, la izotopojn oni alnomas per la nomo de la responda elemento, sekvata de la masnumero, kiu estas la nombro da nukleonoj (protonoj plus neŭtronoj), kaj kiu tre similas la atommason. La du partoj estas ĝenerale disigitaj per streketo. Kelkaj izotopoj posedas proprajn nomojn. Ekzemploj de konataj izotopoj: hidrogeno-3 aŭ tricio, karbono-12, karbono-14, uranio-238, ktp. En simbola formo la nombro da nukleonoj estas aldonita kiel superindekso al la kemia simbolo: 3H, 12C, 14C, 238U.

En la komuna lingvo estas ofte uzi la vorton *izotopo* por aludi la specon karakterizatan per difinitaj valoroj de Z kaj A. Striktasence, tia speco devus esti nomata nuklido, kaj oni devus alnomi **izotopo** la nuklidojn apartenantajn al la sama elemento. Tiel, la nuklidoj karbono-12 kaj karbono-14 estas ambaŭ izotopoj de la elemento karbono. Ili apenaŭ diferenciĝas el ĥemia vidpunkto, sed diferencoj en aliaj proprecoj povas taŭgi por multaj esploroj, kiel la radiokarbona datado.

Se la proporcio inter la kvantoj de protonoj kaj neŭtronoj ne estas la ĝusta por atingi la nuklean stabilecon, la izotopo estas radioaktiva.

La atompezo de elemento estas la averaĝo de la pezoj de la izotopoj trovitaj en la naturo.

## Vidu ankaŭ

* Listo de partikloj
* Radioaktiveco
* Duoniĝtempo
* Nuklea izomero
* Sammasnumera izotopo
# Neŭtrino

Unua observo de neŭtrino en "vezikobarelo", novembro 1970-a.
La **neŭtrino** estas senŝarga elementa partiklo. En la Norma Modelo la neŭtrinoj ekzistas en tri generacioj: elektrona neŭtrino ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ), muona neŭtrino ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ), kaj taŭ-leptona neŭtrino ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ). Neŭtrinoj estas speco de leptonoj, iliaj respektivaj nomoj rilatas al la leptonoj, kiuj originas ilin.

Neŭtrinojn nur efikas la malforta nuklea forto kaj iometege la gravito. Ĝi estas nun sciinta (2016) ke la neŭtrinoj havas mason, sed tre malgranda.

Al ĉiu neŭtrino, estas asociata ĝia antimateria partiklo, t.e. ĝia **antineŭtrino** ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 , WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 , WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 ).

## Historio

En 1930 la fizikista komunumo alfrontis dilemon: la beta-radiado ne ŝajnis respekti la leĝojn de konservado de energio, movokvanto kaj spino. Por konguigi tiujn principojn, Wolfgang Ernst Pauli proponis la ekziston de nova partiklo kun nula elektra ŝargo, kiun li komence nomis *neŭtrono* (neŭtrono, la neŭtra partiklo en atomaj kernoj, tiutempe ne estis konata). Enrico Fermi nomis ĝin "neŭtrino" ("neŭtroneto") en 1933, enkondukante ĝin en sian teorion de la malforta interago.

## En Esperanto

Cho Sung Ho en dupaĝa artikolo rakontas pri la historio de la minejo Kamioka (Japanio), inklude pri la malsano Itai-itai kaj du Nobel-premioj nome en 2002 kaj 2015 respektive al Koshiba Masatoŝi kaj Kajita Takaaki pro iliaj esploroj per enormaj cisternaj observatorioj instalitaj en la iama minejo, kiuj rezultis en observado de neŭtrinoj.

## Referencoj
# Rekombinigo (kosmologio)

En kosmologio, **rekombinigo** rilatas al la epoko ĉe kiu ŝarĝitaj elektronoj kaj protonoj en la universo unue formis elektre neŭtralajn hidrogenatomojn. Post la Praeksplodo, la universo estis varma, densa plasmo de fotonoj, elektronoj kaj protonoj. La interagado de fotonoj kun la plasmo igis la universon efike maldiafana al radiado. Dum la universo disetendiĝis, ĝi ankaŭ malvarmiĝis. Poste, la universo malvarmiĝis ĝis la punkto ke fotonoj malkunliĝis de la materio en la universo, kio kondukas al tiu okazaĵo foje estanta nomita **fotonmalkumpligo**. Post kiam fotonoj malkunliĝis de materio, ili vojaĝis libere tra la universo sen interagado kun materio, kaj konsistigas tion, kion ni hodiaŭ observas kiel kosma mikroonda fona radiado.

## Vidu ankaŭ

* Kronologio de la universo
* Aĝo de la universo
* Praeksplodo
# Opakeco

Komparoj inter:
 1. opakeco, 2. diafaneco, kaj 3. travidebleco, malantaŭ ĉiu tabulo estas stelo.
**Opakeco** (lat. *opacus*) (maldiafaneco) estas mezuro por la luma diafaneco de materialoj kaj estas strikte parenca kun optika denso; malo de opakeco estas travidebleco.

La opakeco estas priskriba atributo de mineralo aŭ paperoj; en astronomio, oni uzas ankaŭ la nocion pri stelo-atmosferoj.

## Vidu ankaŭ

* Optika sorbo
* Reflekto
# Ondolongo

Ondolongo (λ) de sinusondo
La **ondolongo** estas la distanco inter ripetantaj punktoj laŭ ondo. Ĝi estas ofte montrata per la greka litero *lambda* (**λ**). En sinusondo, la ondolongo estas la distanco inter du pintoj.

La ondolongo *λ* (m) egalas al la proporcio de la rapideco de la ondo *v* (m/s) dividite per la frekvenco *f* (Hz)

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
## Vidu ankaŭ

* Angula frekvenco
* Anstromo
* Frekvenco
* Perioda funkcio

## Eksteraj ligiloj

* OPTIKO Arkivigite je 2006-06-20 per la retarkivo Wayback Machine: Ĉapitro el lernolibro verkita de SÁRKÖZI János. Subĉapitroj: optiko ĝenerale, fotometrado, ekesto, propagiĝo, refrakto de la lumo, ondooptiko, polarigo, lumo kaj materialo, la okuloj, optikaj instrumentoj. 129 paĝoj, formo PDF, 882 KB.
# Energia denseco

La **energia denseco** signifas en la fiziko la dividiĝon de energio WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 je difinita grando WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 , kaj havas ĉiam la formulon de

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 .
Oni uzas ĝin plej ofte kiel

* mezuron por energio je volumeno de materialo (volumena energia denseco, unuo estas ĵulo/m³)
* mezuron por energio je maso de materialo (gravimetra energia denseco, specifa denseco, unuo estas ĵulo/kg).

Teorie oni povas difini energiodenson je ĉiu fizika mezuro. Praktike gravas la energia denseco de energiorezervaĵoj kiel fueloj kaj akumulatoroj, baterioj.

## Energia denseco de energiorezervaĵoj

La energiodenson de fueloj oni nomas hejta valoro, tiun de akumulatoroj *kapacito je volumeno* aŭ *kapacito je maso*. Ekz. energia denseco de litia-polimera baterio 140–180 vathorojn je kg (140–180 Wh/kg) kaj tiu de *nikel-metalhidrida baterio* (NiMH) estas 80 Wh/kg. Kompreneble, ju pli granda estas la energia denseco de la baterio, des pli granda estas la atingopovo, do funkciodaŭro je la sama povumo.
# Universa skala faktoro

La **universa skala faktoro** aŭ **kosma skala faktoro** estas parametro de la ekvacioj de Friedmann, ĝi estas funkcio de tempo kiu prezentas la relativan elvolvadon de la universo. Ĝi donas interrilaton de la kunmovaj distancoj en elvolvanta universo kun la aktualaj distancoj je donita tempo.

*l(t) = lp a(t)*
kie *l(t) estas la kunmova distanco je tempo (epoko)* t*;*

*lp* estas la nuna distanco (je la tempo *tp*);
*tp* estas la nuna aĝo de universo 13,757±0,2598 da 109 da jaroj;
*a(t)* estas la universa skala faktoro.
La universa skala faktoro estas sendimensia, kaj ĝia nuna valoro egalas al 1: *a(tp) = 1*.

La evoluo de la universa skala faktoro estas dinamika demando, difinita per la ekvacioj de ĝenerala relativeco, kiu estas prezentitaj ĉe loke izotropa, loke homogena universo per la ekvacioj de Friedmann.

La parametro de Hubble estas difinita per tempa derivaĵo de la universa skala faktoro:

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
Ruĝenŝoviĝo *z(t)* de lumo eligita je tempo *t* estas ligita kun la universa skala faktoro kiel

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
## Eksteraj ligiloj

* Rilato de la universa skala faktoro kun la kosmoscienca konstanto kaj la konstanto de Hubble
# Malluma materio

Nesolvitaj problemoj de fiziko
| *Kio estas la malluma materio? Kiel ĝi generiĝas?* |  |

**Malluma materio (Mallaŭta materio)** estas materio neobservebla per kutimaj esploristaj rimedoj, do restanta nevidebla en nia Universo, kvankam ĝia influo manifestacias gravite.
Dum la jaroj 1970, oni rimarkis, ke la tuta videbla maso de la galaksioj, steloj kaj gasoj, ne povis ĝuste klarigi sian rotacirapidecon. Tio estigis la ideon de **malluma materio**.
Dum la 1990-aj jaroj, la Kosmoteleskopo Hubble alportis grandan kvanton da novaj donitaĵoj el foraj regionoj de la observebla Universo. Tiuj novaj observoj montris, ke la *malluma materio* el nia Galaksio ne povas konsisti el nur mallumaj kaj nanaj steloj.

## Vidu ankaŭ

* Abell 901
# Stela loĝantaro

| Stela loĝantaro
 |
| --- |
|  |
| **stelo** |
|  |

La steloj estas klasifikataj en du **stelaj loĝantaroj (populacioj) La steloj de « Loĝantaro I » estas ĝenerale junaj, "metalhavaj" steloj, apartenantaj al la "maldika" disko de nia galaksio. Nia Suno estas ano de ĉi-tiu loĝantaro. Iliaj aĝoj estas malpli ol 10 miliardoj da jaroj.

Planedsistemoj formiĝus pli probable ĉirkaŭ steloj de Loĝantaro I, ĉar la planedoj formiĝas per akrecio de materialoj el pezaj elementoj.
* La steloj de « Loĝantaro II » estas maljunaj steloj, malriĉaj je "metalo" kaj formiĝintaj antaŭ la formiĝo de la galaksia disko. Plejparte de ili apartenas al la galaksia haloo. Iliaj aĝoj estas inter 10 kaj 13,5 miliardoj da jaroj. La globaj stelamasoj konsistiĝas el tiatipaj steloj.

Aliaj steloj de la Loĝantaro II apartenas al la "malnova disko" (aŭ dika disko) de la galaksio. Ili estas pli riĉaj je pezaj elementoj ol la haloaj steloj, kaj estas pli junaj: inter 9 kaj 11 miliardoj da jaroj. La estimo de la aĝo de steloj estas necerta kaj povas esti eraro de ĉirkaŭ unu miliardo da jaroj.
Hipotezaj steloj de « Loĝantaro III » estus steloj ekzistintaj antaŭ la formiĝo de la galaksioj. Estis, laŭ teorio, tre grandaj steloj (pluraj centoj da sunaj masoj) kun mallonga vivdaŭro. Pro tio ili ne plu ekzistas. Tiaj steloj estas bezonataj por kialigi la ĉeeston de pezaj elementoj, kiuj ne povis formiĝi dum la praeksplodo.

## Historio

Tiun klasifikon establis Walter Baade en 1944 laŭ la larĝeco de la spektraj linioj de steloj de la galaksia centro, (kiuj havis larĝajn liniojn) kompare kun steloj de la galaksia rando, kies linioj estis pli mallarĝaj. La steloj de la unua kategorio estis diritaj « de loĝantaro I » kaj tiuj de la dua: « de loĝantaro II ». En la 1950-aj jaroj estis farita ligo inter la stelaj loĝantaroj kaj la abundeco je pezaj elementoj en la steloj.
# Kvanto de pezaj elementoj

Steloj en globaj amasoj estas plejparte metalmalriĉaj membroj.
**Kvanto de pezaj elementoj** (aŭ **metalenhavo** aŭ **metaleco**) estas parametro de stelo.
Kiel pezaj elementoj (aŭ metaloj) kalkuliĝas ĉiuj elementoj krom hidrogeno kaj heliumo.

Kvanto de pezaj elementoj en Suno estas 1,6% laŭ maso

Kvanto de pezaj elementoj en la aliaj steloj kutime estas esprimata relative al tiu de Suno - simple kiel parto en centonoj, aŭ kiel dekuma logaritmo de la parto.

Suno estas juna stelo de loĝantaro I kun relative granda kvanto de pezaj elementoj. Pli maljunaj steloj de loĝantaro II havas sufiĉe malpli grandan kvanton de pezaj elementoj. Pli plej unuaj steloj de loĝantaro III (kiuj fariĝis el unueca hidrogeno kaj heliumo) havas ankoraŭ malpli grandan kvanton de pezaj elementoj, malpli grandan ol -6 laŭ la logaritma skalo.
Steloj de loĝantaro III ne estas trovitaj en observoj ĝis nun.

Kvanto de pezaj elementoj estas des pli granda ju pli granda estas denso de steloj en la regiono, ĉar ju pli multaj estas steloj des pli multfoje la substanco estis en seloj kaj estis revenigita tra planedumaj nebulozoj aŭ supernovaoj, ĉiufoje pliriĉigata je pezaj elementoj.

Do en centro de galaksio kvanto de pezaj elementoj estas ĝenerale pli granda, kaj en grandaj galaksioj kvanto de pezaj elementoj estas ĝenerale pli granda.

Ekzemple en Granda Magelana Nubo - malgranda nana galaksio - meznombra kvanto de pezaj elementoj estas 40% de tiu de Lakta vojo - granda galaksio.

En Malgranda Magelana Nubo - eĉ pli malgranda nana galaksio ol Granda Magelana Nubo - meznombra kvanto de pezaj elementoj estas nur 10% de tiu de Lakta vojo.

En regionoj de Lakta vojo meznombra kvanto de pezaj elementoj estas plejparte inter -0,3 kaj +0,2 de Suno laŭ la logaritma skalo.

Pezaj elementoj, kiuj estas en steloj, estas plejparte karbono C, nitrogeno N, oksigeno O, neono Ne.

Tamen per mezuro kutime eblas ekscii nur relativan kvanton de fero Fe.
# Stela nukleosintezo

**Stela nukleosintezo** estas la kreo (nukleosintezo) de kemiaj elementoj per reakcioj de nuklea fandado ene de steloj. Stela nukleosintezo okazis ekde la originala kreado de hidrogeno, heliumo kaj litio dum la supozata "praeksplodo" kiu kreis la observeblan universon. Kiel prognoza teorio, ĝi donas precizajn taksojn de la observitaj abundoj de la elementoj. Ĝi klarigas kial la observitaj abundoj de elementoj ŝanĝiĝas kun la tempo kaj kial iuj elementoj kaj iliaj izotopoj estas multe pli abundaj ol aliaj. La teorio estis komence proponita de Fred Hoyle en 1946, post signifaj antaŭesploroj fare de Hans Bethe (kiu en 1967 honoriĝis per la Nobel-premio pri fiziko pro tiu teoria fundamento) kaj Carl Friedrich von Weizsäcker, kaj Fred Hoyle poste rafinis ĝin en 1954. Pluaj progresoj estis faritaj, precipe al nukleosintezo de fuzio per neŭtronaj prenoj de la elementoj pli pezaj ol fero, de Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler kaj Fred Hoyle en ilia fama B2FH-papero de 1957, kiu fariĝis unu el la plej abunde cititaj paperoj en la historio de astrofiziko.
# Skalara kampo

En matematiko **skalara kampo** estas funkcio, argumento de kiu estas vektoro kaj rezulto de kiu estas nombro (skalaro).

Skalaraj kampoj estas ofte uzitaj en fiziko por priskribi iun skalaran valoron en ĉiuj punktoj de iu volumeno. Ekzemple por priskribi temperaturon, aŭ por priskribi potencialon de elektra kampo aŭ gravita kampo.

En matematiko, skalaraj kampoj estas difinitaj sur sternaĵoj.

Krom skalaraj kampoj estadas vektoraj kampoj, kiuj asociigas *vektoron* al ĉiu punkto de la spaco (aŭ ĉiu punkto de sternaĵo).

La diverĝenco estas operacio sur vektora kampo kies rezulto estas skalara kampo.
Vektora kampo povas esti konstruita el skalara kampo kiel gradiento.

## Vidu ankaŭ

* Tensora kampo
* Vektora kalkulo
* Diferenciala geometrio de kurboj
* Tempo-dependa skalara kampo

## Eksteraj ligiloj

* Skalara kampo en Mathworld
# Malluma energio

En kosmologio, la **malluma energio** estas hipoteza formo de energio kiu trairas ĉiun spacon kaj havas fortan negativan premon. Laŭ la relativeca teorio, la efiko de tia negativa premo estas simila al puŝanta forto en opozicio kun gravito al larĝaj skaloj.
# Universo en akcelo

**Universo en akcelo** estas koncepto kiu priskribas astronomiajn observadojn laŭ kiuj la universo estas akcele ekspansianta, aŭ pri kiel la rapido, per kiu la universo ekspansias, estas pliiĝanta. La evidento de tiu surpriza kaj neatendita fenomeno rezultis en 1998 el ĉielaj observoj de supernovaoj de la tipo I-a en foraj galaksioj. Inter la unuaj, se ne la unua, konstatantoj de tiu fenomeno estis Gerson Goldhaber

## Eksperimentaj evidentoj

La supernovaoj de tipo I-a estas objektoj multe lumaj ĝis tiom ke ili fariĝas lumaj kiel la tuta galaksio al kiu ili apartenas. Ili, krome, estas karakterizitaj per precize difinita kurbo de brileco kaj spektreco. Tiuj karakterizoj ebligas ke ili estu uzataj kiel standarta kandelo kaj permesas precizan mezuron pri ilia distanco. Tiu ĉi kune kun la mezuro pri la Ruĝenŝoviĝo utilis por mezuri la rapidon de la ekspansio responde de la tempa distanco kaj evidentigi la akcelon de la ekspansio.

La unuaj observoj de 1998 estis replikitaj kaj konfirmitaj.

Krome la fenomeno de universo en akcela ekspansio estis plifortigita per aliaj sendependaj mezuradoj kiel tiuj bazitaj sur *clustering* (analizo de grupoj) kaj sur observoj de anizotropio de la Kosma fona radiado.

## Implicoj

Universo akceliĝanta implicas ke la rapido per kiu unu galaksio malproksimiĝas de aliaj pliiĝas en la tempo. Se la akcelo insiste daŭrus, la galaksioj malproksimiĝus unuj de la aliaj tiamaniere ke ilia Ruĝenŝoviĝo estus tiom granda ke malebliĝus la observadon pri ili kaj la universo aperus malluma. En plej konsekvencaj scenaroj, la rezulto estus la malkompaktiĝo de tuta materio de la universo. La nova teorio de la finiĝo de la universo estis envortigita kiel Big Rip (Granda Ŝiro).

## Kosmologiaj modeloj provantaj eksplikon

Tiu akcela ekspansio implicas ke la universon konstituus plejparte pli da energio ol materio. Energio, fakte, havas negativan premon kaj liverus repuŝan forton, kontraŭgravitan. La observita akcelo implicus ke la universo estus konstituita 75% je energio rekte neobservita, difinita malluma energio, homogene disa en la universo. La kosmologiaj modeloj, celantaj harmoniigi tiun fenomenon kun aliaj certaj fizikaj fenomenoj, uzas malsamajn hipotezojn: la modelo de la kosmologia konstanto, neidenta al nulo (kiu eble kaŭzas ankaŭ la kosman inflacion), kaj la modelo de la kvintesenco (fiziko), kaj aliaj. La lastaj observoj kliniĝas al la teoria harmoniigo per la modelo de la kosmologia konstanto.

Tiuj observoj kaj la rilataj interpretaj teorioj krizigis la antaŭan teorion pri universo en malakcelo, kiu laŭmulte da jaroj estis la modelo dominanta en la astronomia kosmologio ĉar oni pensadis ke la gravita forto estas bremso por la malproksimiĝo, jam konata kaj teoriigata de longatempo, de la materio el la imagita startcentro.

Ne necesas diri ke ankaŭ tiuj novaj konceptoj de universo en akcela malproksimiĝo multe interesis la fantazisciencon

## Notoj

## Vidu ankaŭ

* Leĝo de Hubble
* Energio de la vakuo
* Ekspansio de Universo
* Metra Ekspansio de la spaco

## Eksteraj ligiloj

* [3]
* [4]
# Globa stelamaso

Omega Centauri aŭ NGC 5139
**Globa stelamaso** estas tre densa stelamaso, entenante averaĝe centon da miloj da steloj, disdonitaj en sfero kies diametro estas inter 20 ĝis centoj da lumjaroj (inter 5 kaj 100 parsekoj). Ĝia denso estas multe pli granda ol tiu de malfermita stelamaso. La steloj en tia amaso estas plej maljunaj steloj el la galaksio kaj ĝenerale ruĝaj gigantoj.

La globaj stelamasoj estas parto de la galaksia haloo, ili orbitas ĉirkaŭ la galaksia centro je distanco de 1 al 100 kiloparsekoj. Oni nombras 150 stelajn globamasojn en nia galaksio, sed verŝajne aliaj estas kaŝitaj al ni de la galaksia centro.

Ankaŭ la aliaj galaksioj entenas globajn stelamasojn

Studinte la globajn stelamasojn, Harlow Shapley determinis en 1918 la situon de Suno ene de Lakta vojo. Inter 1927 kaj 1929, Harlow Shapley kaj Helen Battles Sawyer klasifikis la globajn stelamasojn laŭ ties densoj. Plej densaj amasoj estas de speco 1, la malplej densoj de speco 12. Tiu sistemo de Klasifiko de Shapley-Sawyer estas ankoraŭ nun uzata.

* NGC 1049, globa stelamaso de speco V
* NGC 6934, globa stelamaso de speco VIII
* Palomar 12, globa stelamaso de speco XII

## Notoj kaj referencoj

## Eksteraj ligiloj

* france La globaj stelamasoj, restaĵo de sinkintaj galaksioj
* france La lokalizo de la globaj stelamasoj montras la lokon de nia Suno en la Galaksio Arkivigite je 2010-01-14 per la retarkivo Wayback Machine
* france Kiel lokalizi Sunon en la Lakta Vojo Arkivigite je 2008-10-18 per la retarkivo Wayback Machine
* angle Catalogue of Milky Way Globular Cluster Parameters fare de William E. Harris, McMaster University, Ontario, Canada.
* angle Relativistic Binaries in Globular Clusters Arkivigite je 2006-03-03 per la retarkivo Wayback Machine fare de Matthew J. Benacquista, Montana State University, Billings, USA.
* angle La stelamasoj Arkivigite je 2009-07-24 per la retarkivo Wayback Machine