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Idioma tsakonio
Consonantes
Dacuando, [θ] > [s], que paez reflexar un procesu anterior en Laconiu; n'otros casos [θ] caltiénse, anque la pallabra tea ausente nel Griegu estándar: θυγάτηρ [θy'gatir] > σάτη ['sati] "fía", pero antiguu θύων [ˈθiɔːn] (Griegu Modernu σφάζω ['sfazo]) > θύου ['θiu] "degollar, sacrificar".
Pallabres acabaes en [s] > [r], que reflexa un procesu anterior en Laconiu; en Tsakonio ye un fonema d'enllaz.
Pallabra empecipiada en [r] > [ʃ]: *ράφων [ˈrafɔːn] > σχαφου [ˈʃafu] "faer una cordura".
Nos verbos comúnmente acabaos en -ζω, [z] > [nd]: φωνάζων [foˈnazɔːn] > φωνιάντου [foˈɲandu] "glayar".
El Tsakonio evita grupos consonánticos y amenorgar a oclusives y africaes aspiraes o prenasalizadas: [z, v] son añedíes ente vocales: μυία "musca", κυανός "azul" [my'ia, kyan'vos] > μούζα ['muza], κουβάνε [ku'vane].
Prosodia
{| !Griegu Modernu !Pronunciación en Griegu Modernu !Trescripción al AFI
το τάιζα ζάχαρι και το πότιζα μόσχο
και από τον πολύ τον μόσχο και την μυρωδιά του
εσκανταλίστη και το κλουβί και μου έφυγε τ' αϊδόνι
Κι' ο αφέντης το κυνηγάει με το κλουβί στο χέρι:
Έλα πουλί στον τόπο σου, έλα στην κατοικία σου
ν' αλλάξω τα κουδούνια σου να βάλω άλλα καινούργια
to táïza zákhari ke to pótiza móskho
ke apó ton polí ton móskho ke tin mirodiá tou
eskantalísti ke to klouví ke mou éfige t' aïdóni.
Ki' o aféntis to kinigáï me to klouví sto khéri
n' allákso ta koudoúnia so na válo álla kenoúrgia.
to ˈta.iza ˈzaxati ce to ˈpotiza ˈmosxo
c aˈpo tom boˈli tom ˈmosxo ce tim miroˈðja la to
eskandaˈlisti ce to kluˈvi ce mu ˈefiʝy t a.iˈðoni
c o aˈfendis to ciniˈɣa.i me to kluˈvi sto ˈçeri
ˈela pouˈli ston ˈdopo el so ˈela stiŋ ɡatiˈci.al so
n a elˈakso ta kuˈðoɲal so na ˈvalo ˈnala ceˈnurʝa
Traducción al español
de comer di-y azucre y mostiu de beber,
y de tanto mostiu y del so tantu arume
se embriagó y de la xaula y de mi escapó'l ruiseñor.
Y el maestru escorrer cola xaula na so manes:
"Vuelve, páxaru, al to llugar, vuelve al to llar,
que voi camudar les tos campanes y otres nueves te voi poner."
Fonotáctica
El Tsakonio evita los grupos consonánticos, como vimos, y la [s] y [n] finales sufren apócope; como resultancia, la estructura silábica en Tsakonio tiende más a la combinación CV que nel Griegu estándar (l'usu de los dígrafos na ortografía tradicional tiende a escurecer esti fechu). Por casu, l'antiguu [hai'dros] "fuerte" pasar a ser en Tsakonio [a.tʃy], onde /t͡ʃ/ pue ser consideráu un únicu fonema; escríbese, tradicionalmente, con un trígrafo: ατσχέ (atskhé).
Gramática
El Tsakonio esperimentó una considerable simplificación morfolóxica. Equí preséntase una pequeña muestra:
El presente y l'imperfectu d'indicativu tán formaos con participios, como n'inglés, pero de manera distinta al restu de Grecia: el tsakonio ενεί αού, έμα αού -n'inglés, "I am saying, I was saying" ("yo digo, yo dicía", respeutivamente)- ye una construcción inesistente nel Griegu estándar. Εσεί (Esí) = tu yes Έμε (Éme) = nós somos Έσα (Ésa) = tu yeres Έμαϊ (Émaï) = nós yéramos φερήκεις (feríkis) = tu traes φερήκουντε (feríkoude) = nós traemos
Sistema d'escritura
Tradicionalmente, el Tsakonio usó l'alfabetu griegu estándar, xunto con dígrafos pa representar ciertos fonemes que nun s'atopen nel Griegu demóticu, o que comúnmente non s'atopen en combinación colos mesmos fonemes como lo faen en Tsakonio. Por casu, el fonema [ʃ], que nun s'atopa nel Griegu estándar, producir en Tsakonio y pronúnciase σχ (como'l alemán sch, o'l catalán x a entamu de pallabra). Otru soníu recuerda'l checu ř. Thanasis Costakis inventó una ortografía usando puntos, espíritos aspros y el carón pa utilizalos nos sos trabayos. Finalmente, la [n] ensin palatalizar y la [l] ante vocal anterior pueden ser escrites doble pa oldear cola palatalizada correspondiente, escrita individualmente (y.g. nel Tsakonio del Sur ένι ['yɲi] "él ye", έννι ['eni] "yo soi" -esta segunda forma corresponder al έμι ['emi] del Norte y al είμαι ['ime] del Griegu estándar). Nota: (K) ye pal dialeutu del Norte de Kastanitsa y Sitaina; (Λ) y (L) pal del Sur, que se fala en redol a Leonidio y Tyros.
Evolución estelar
thumb|260px|Representación artística del ciclu de vida d'una estrella similar al Sol En astronomía, denominar evolución estelar a la secuencia de cambeos qu'una estrella esperimenta a lo llargo de la so esistencia.
Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: Lord Kelvin y Helmholtz propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del Sol mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la Tierra midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 Sir Arthur Eddington propunxo la enerxía nuclear como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reaiciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuercies: la gravitatoria, que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la nuclear, que tiende a oponese a esa contraición al traviés de la presión térmica resultante de les reaiciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá qu'en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so metalicidá y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.
Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:
thumb|400px|Trayectories evolutives d'estrelles de distintes mases representaes nun [[diagrama de Hertzsprung-Russell.]]
Los nomes de les fases son:
Una estrella puede morrer en forma de:
y dexar un remanente estelar:
Les fases y los valores llendes de les mases ente los distintos tipos de posibles evoluciones dependen de la metalicidá, de la velocidá de rotación y de la presencia de compañeres. Asina, por casu, delles estrelles de masa baxo o entemedia con una compañera cercana, o delles estrelles bien masives y de baxa metalicidá, pueden acabar la so vida destruyéndose por completu ensin dexar nengún remanente estelar.
La presecuencia principal (PSP): De la nube molecular al entamu del quemáu d'hidróxenu
thumb|[[NGC 604, una rexón xigante de formación estelar na Galaxa del Triángulu]] Les estrelles formar a partir del colapsu gravitatoriu y condensación d'inmenses nubes moleculares de gran densidá, tamañu y masa total. La metalicidá de la nube de gas va ser la que tengan les estrelles que se formen a partir d'ella. De normal, una mesma nube produz delles estrelles formando cúmulos abiertos con decenes y hasta centenares d'elles. Estos fragmentos de gas van convertir en discos de acreción o de acrecimiento de los cualos van surdir planetes si la metalicidá ye lo suficientemente elevada.
Sía como fora, el gas prosigue la so cayida escontra'l centru de la nube. Esti centru o nucleu de la protoestrella estrúyese más apriesa que'l restu lliberando mayor enerxía potencial gravitatoria. Aproximao la metá d'esa enerxía irrádiase y la otra metá invertir nel calentamientu de la protoestrella. D'esta forma'l nucleu aumenta la so temperatura cada vez más hasta encender l'hidróxenu, momentu nel cual la presión xenerada poles reaición nucleares xube rápido hasta permediar la gravedá.
La masa de la nube determina tamién la masa de la estrella. Non tola masa de la nube llega a formar parte de la estrella. Gran parte d'esi gas ye espulsáu cuando'l «nuevu sol» empieza a llucir. Cuanto más masiva seya esta nueva estrella más intensu va ser el so vientu estelar llegando al puntu de detener el colapsu del restu del gas. Esiste, por esi motivu, una llende máxima na masa de les estrelles que pueden formase en redol a les 120 ó 200 mases solares. La metalicidá amenorga esa llende, daqué inciertu, por cuenta de que los elementos son más opacos al pasu de la radiación cuanto más pesaos. Polo tanto una mayor opacidá fai que'l gas frene'l so colapsu más rápido por aición de la radiación.
La continua llucha ente la gravedá, que tiende a contraer la nueva estrella, y la presión producida pol calor xeneráu nes reaiciones termonucleares del so interior, ye'l principal factor que determina a partir d'entós la evolución de la estrella.
La secuencia principal (SP): La fase más llarga de la vida de les estrelles
thumb|250px|Esquema d'estrelles na so secuencia principal: Les zones con conveición apaecen representaes por bucles ente que les zones de radiación representar por fleches quebraes. Na gráfica representa una nana colorada, una naranxa de tamañu mediu y una xigante azul. Llámase secuencia principal a la fase en que la estrella quema hidróxenu nel so nucleu por aciu fusión nuclear. Equí la estructura de la estrella consta esencialmente d'un nucleu onde tien llugar la fusión del hidróxenu al heliu, y una envoltura que tresmite la enerxía xenerada escontra la superficie. La mayor parte de les estrelles pasen el 90% de la so vida, aproximao, na secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Nesta fase les estrelles peracaben el so combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de 2-3 millones d'años, nel casu de les estrelles más masives y calientes, a miles de millones d'año si tratar d'estrelles de tamañu mediu como'l Sol, o hasta decenes o inclusive centenares de miles de millones d'años nel casu d'estrelles de poca masa como les nanes coloraes. Amodo, la cantidá d'hidróxenu disponible nel nucleu mengua, colo qu'ésti hai de contraer p'aumentar la so temperatura y poder detener el so colapsu gravitacional. Les temperatures del nucleu estelar más elevaes dexen fundir, progresivamente, nueves capes d'hidróxenu ensin procesar. Por esti motivu les estrelles aumenten la so lluminosidá mientres la etapa de secuencia principal de forma paulatina y regular.
Nuna estrella de secuencia principal estremamos dos maneres de quemar l'hidróxenu del nucleu, les cadenes PP o cadenes protón-protón y el ciclu CNO o ciclu de Bethe.
500px180px|right
Les cadenes protón-protón llámense asina porque son el conxuntu de reaiciones que parten de la fusión d'un ion d'hidróxenu con otru igual, o lo que ye lo mesmo, d'un protón con otru protón. Les sigles del ciclu CNO faen referencia a los elementos qu'intervienen nes sos reaiciones, el carbonu, el nitróxenu y el osíxenu. Esti conxuntu de reaiciones usa'l carbonu-12 como catalizador nuclear. El ciclu CNO ye muncho más sensible (dependiente) a la temperatura que les cadenes PP, polo qu'a temperatures elevaes (a partir de 2 × 10⁷K) pasa a ser la reaición dominante y la qu'apurre'l gruesu de la enerxía de la estrella; esto asocede n'estrelles más masives qu'aproximao 1,5 mases solares. Por cuenta de esa gran dependencia cola temperatura, los nucleos de les estrelles nes que predomina la cadena protón-protón son pequeños y convectivos, ente que aquellos nos qu'apodera'l cíclo CNO son mayores y radiativos. El menor tiempu limitante de les estrelles CNO tamién fai que consuman en muncho menos tiempu'l so hidróxenu.
Fase de subxigante (SubG)
Cuando una estrella de menos de 9 mases solares escosa l'hidróxenu nel so nucleu, empieza a quemar nun pulgu alredor d'ésti. Como resultancia, la estrella encher y la so superficie esfrezse, polo que se mueve escontra la derecha na diagrama Hertzsprung-Russell ensin variar enforma la so lluminosidá. Esta fase ye la de subxigante y ye un estáu entemediu ente la secuencia principal y la fase de xigante colorada.
Fase de xigante colorada (GR)
Al evolucionar una subxigante escontra la derecha (temperatures más baxes) na diagrama de Hertzsprung-Russell, nun momentu dau l'atmósfera de la estrella algama un valor críticu de la temperatura que fai que la lluminosidá aumente espectacularmente ente que la estrella encher hasta algamar un radiu cercanu a los 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. Envalórase que dientro d'unos 5-6 millardos d'años el Sol va llegar a esta condición y va taramiar a Mercuriu, a Venus y quiciabes a la Tierra.
Al igual qu'una subxigante, una xigante colorada deriva la so enerxía de quemar hidróxenu n'heliu nun pulgu alredor del so nucleu inerte d'heliu. La fase de xigante colorada termina cuando dichu heliu encender por aciu el procesu triple-alfa. N'estrelles con masa inferior a 0,5 mases solares, la temperatura central nunca apuerta a lo suficientemente alta como por que se active'l procesu triple-alfa, polo que pa elles ésta ye la última fase na que la estrella soportar a sigo mesma con reaiciones nucleares.
Mientres la fase de xigante colorada produzse'l primera dragáu» (first dredge-up n'inglés), nel que'l material procesáu nuclearmente nel interior de la estrella ye tresportáu pola conveición (mesma de la envoltura de les xigantes coloraes) hasta la superficie, tornándose asina detectable.
Fase del apelotonamiento coloráu (AR) o de la caña horizontal (RH)
Al encender l'heliu n'estrelles de más de 0,5 MSol de masa inicial, la lluminosidá de la estrella baxa llixeramente y el so tamañu mengua. Pa estrelles de metalicidá solar, la temperatura superficial nun varia enforma con al respective de la fase de xigante colorada y esta fase recibe'l nome de apelotonamiento coloráu (n'inglés, rede clump) pos les estrelles de mases similares apaecen arrexuntaes alredor d'un puntu de la diagrama Hertzsprung-Russell. Pa estrelles de menor metalicidá, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe'l nome de caña horizontal (n'inglés, horizontal branch), pos les estrelles de mases similares apaecen distribuyíes a lo llargo d'una llinia de temperatura variable y lluminosidá constante en dichu diagrama.
El procesu de quemáu o fusión del heliu llevar a cabu por un conxuntu de reaiciones que reciben el nome de triple-alfa porque consiste nel tresformamientu de tres nucleos d'heliu-4 n'unu de carbonu-12. A estes altures el nucleu amontó la so densidá y la so temperatura hasta llegar a los 100 millones de K (10⁸ K). Na etapa del quemáu del hidróxenu'l beriliu-8 yera un elementu inestable que se descomponía en dos partícules alfa tal que se ve na cadena PP III y a les temperatures de la segunda etapa de fusión sigue siéndolo. Asocede que, a pesar de la so inestabilidá, un bon porcentaxe del beriliu producíu pola fusión de dos nucleos d'heliu-4 acaba xuniéndose a otra partícula alfa primero que tenga tiempu de desintegrarse. Asina, nel nucleu de la estrella siempres hai una cierta cantidá de beriliu nun equilibriu que resulta del balance ente'l fabricáu y el que se desintegra. La siguiente reaición de conversión del carbonu en osíxenu produzse de siguío con relativa frecuencia. El problema ye que se desconoz la seición eficaz de dicha reaición polo que nun se sabe en qué proporciones formen dambos elementos. Polo que respecta al tresformamientu del osíxenu-16 en neón-20 ésta tien una contribución pequeña pero non despreciable. A lo último, malapenes unes poques traces de magnesiu van producir nesta segunda etapa.
Del heliu pasar al carbonu y al osíxenu asina que los elementos entemedios (Be, B y Li) nun se formen nes estrelles. Estos fabríquense nel mediu interestelar poles desintegraciones del carbonu, nitróxenu y osíxenu producíes polos rayos cósmicos (protones y electrones). Otru aspeutu interesante na fusión del heliu ye'l pescuezu de botella que se produz al nun podese fabricar elementos con mases atómiques de valores 5 y 8 una y bones los isótopos con dichu númberu másico son siempres altamente inestables. Asina, les interaiciones ente l'heliu-4 y otros protones o otros nucleos d'heliu-4 nun inflúin na composición de estrellar pero sí que, a la llarga, van dir entorpeciendo cada vez más hasta amenorgar descomanadamente'l rendimientu de les reaiciones de fusión del hidróxenu.
Fase de la caña asintótica de les xigantes (RAG)
Llegáu'l momentu, l'heliu del nucleu de la estrella escosar de la mesma manera qu'antes s'escosó l'hidróxenu a la fin de la secuencia principal. La estrella pasa entós a quemar l'heliu en capa y l'estrella vuelve esguilar la diagrama Hertzsprung-Russell mientres la so temperatura superficial amenórgase y l'estrella vuelve enchese. Como la trayeutoria siguida asemeyar a la que fizo antes na fase de xigante colorada, esta fase conozse como la caña asintótica de les xigantes (n'inglés, asymptotic giant branch). La estrella va acabar enchiéndose hasta un tamañu d'aproximao'l doble del que consiguió na fase de xigante colorada.
Nesta fase la estrella algama la mayor lluminosidá qu'enxamás va consiguir, yá que al terminala va quedar ensin combustible nuclear. Nella producen el segundu y el tercer dragaos, nos que material reprocesado nuclearmente apruz na superficie. Asina mesmu, a la fin d'esta fase la estrella puede consiguir reactivar el quemáu d'hidróxenu nuna capa relativamente esterna de la estrella. La posibilidá de quemar dos especies distintes (hidróxenu y heliu) en dos rexones de la estrella va inducir una inestabilidá que va dar llugar a pulsos térmicos, que van causar un fuerte aumentu na perda de masa de la estrella. Asina, la estrella va acabar espulsando les sos capes esteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada pol nucleu de la estrella, que acabará per convertir se nuna nana blanca.
Estrelles de masa elevao ( 9 MSol < M < 30 MSol )
thumb||200px|right|Capes de fusión nuna estrella agonizante nos sos últimos momentos antes del colapsu final.
Con éses les estrelles de más de 9 MSol van travesar fases socesives de quemáu d'hidróxenu, heliu, carbonu, neón, osíxenu y siliciu. A la fin de dichu procesu, la estrella va acabar con una estructura interna similar a la d'una cebolla, con diverses capes, caúna d'una composición distinta.
Fases de superxigante azul (SGAz) y superxigante mariella (SGAm)
Al acabar de quemar hidróxenu na secuencia principal, les estrelles de masa elevao muévense rápido na diagrama Hertzsprung-Russell d'esquierda a derecha, esto ye, calteniendo una lluminosidá constante pero cola so temperatura superficial escayendo rápido. Con éses la estrella pasa rápido (en decenes de miles d'años o inclusive menos) poles fases de superxigante azul (temperatura superfcial en redol a los 20.000 K) y superxigante mariella (temperatura superficial en redol a los 6.000 K) y, na mayoría de los casos, cuasi tol quemáu del heliu produzse yá na siguiente fase (la de superxigante colorada). Sicasí, pa delles mases y metalicidaes, los modelos teóricos. predicen que'l quemáu d'heliu va producise cuando la superficie de la estrella tea relativamente caliente. Nesos casos, les fases de superxigante azul y/o mariella van poder ser relativamente llonxeves (centenares de miles a un millón d'años).
Fase de superxigante colorada (SGR)
Como yá se comentó, una estrella d'esti rangu de mases ye capaz de quemar distintos elementos hasta llegar al fierro. A partir d'ende, yá nun ye posible estrayer enerxía de reaiciones nucleares y desencadénase una supernova de colapsu gravitatoriu. El remanente estelar va ser na mayoría de los casos una estrella de neutrones.
Estrelles de masa bien elevao ( M > 30 MSol )
Al igual que les estrelles d'ente 9 MSol y 30 MSol, les estrelles d'esti grupu (les más masives de toes), son capaces de siguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al fierro y producir una supernova. Sicasí, esisten dos estremes fundamentales col rangu de mases anterior:
Les estrelles de masa bien elevao son les más difíciles de modelar numbéricamente y les más sensibles a la influencia d'otros parámetros como la metalicidá o la velocidá de rotación. Por esa razón, la llende de 30 MSol que les dixebra de les del grupu anterior ye (a) relativamente inciertu y (b) bien dependiente d'esos parámetros secundarios.
Fase de variable lluminosa azul (VLA)
Mientres escosen el so hidróxenu, les estrelles de masa bien elevao muévense a la derecha pa convertise en superxigantes azules, al igual que lu faen les estrelles de mases entendíes ente 9 MSol y 30 MSol. Al faelo, aumenta la opacidá de les sos atmósferes y avérense peligrosamente al llende de Eddington. Esto fai qu'entren nuna fase altamente inestable llamada de variable lluminosa azul (VLA, n'inglés, luminous blue variable o LBV) mientres la cual esprender de les sos capes esteriores. La VLA más famosa ye Eta Carinae, que espulsó unes 10 mases solares de material nuna eyección de materia que tuvo llugar a mediaos del S XIX.
Fase d'estrella Wolf-Rayet (WR)
A la fin de la fase Wolf-Rayet, la estrella escosa'l so combustible nuclear y muerre produciendo un biltu de rayu gamma.
Nebulosa planetaria + nana blanca ( M < 5 MSol )
thumb|La [[nebulosa Ojo de gatu ye una nebulosa planetaria que se formó tres la muerte d'una estrella de masa similar a la del Sol. El puntu lluminosu nel centru señala l'allugamientu del remanente estelar.]]
Les estrelles de masa inferior a 5 mases solares espulsen les sos capes esteriores mientres la fase de xigante colorada y, sobremanera, la fase de caña asintótica xigante (les de más de 0,5 mases solares). El remanente estelar resultante ye'l nucleu dexeneráu desnudu de la estrella, con una composición rica en carbonu y osíxenu na mayoría de los casos (anque pa les estrelles de menor masa l'elementu dominante ye l'heliu y pa les de mayor masa tamién puede haber neón). Dichu remanente ye una nana blanca y la so superficie ta primeramente a temperatures bien elevaes, del orde de 100.000 K. La radiación emitida pola estrella ioniza les capes apocayá espulsaes, dando llugar a una nebulosa d'emisión del tipu nebulosa planetaria. Con éses les estrelles aisllaes de masa baxo y entemedia acaben les sos vides d'una forma relativamente pocu violenta.
La nebulosa planetaria ye observable mientres la nana blanca ye lo suficientemente caliente como para ionizar l'hidróxenu que ye'l so componente principal; esti periodu dura unos 10.000 años. Les nanes blanques esfrécense rápido de primeres, pero la tasa ralentízase dempués. Una nana blanca nun tien fontes d'enerxía propies (sacante mientres el periodu de cristalización), polo que la so lluminosidá vien de la so enerxía térmica almacenada. Asina, adulces va dise apagando hasta esfrecese a temperatures d'alredor de los 2000K, al baxar la temperatura la presión de dexeneración de los electrones nun ye abondu pa detener el colapsu gravitatoriu y por efeutu Bysen-BoH prodúcense les llamaes novas de clase II, esplosiones bien enerxétiques que se creen vitales pa la formación d'organismos vivos.
Supernova/biltu de rayu gamma + estrella de neutrones/furacu negru/nada ( M > 9-10 MSol )
Les estrelles de más de 9-10 mases solares (el valor exactu de la llende nun se conoz con precisión y puede depender de la metalicidá) evolucionen al traviés de toles fases de fusión hasta llegar al picu del fierro» pa escosar asina tola enerxía potencial nuclear de que disponen. Les últimes fases de quemáu trescurre caúna más rápido que l'anterior hasta llegar a la fusión del siliciu en fierro, que tien llugar nuna escala de díes. El nucleu, incapaz de xenerar más enerxía, nun puede aguantar el so propiu pesu nin el de la masa que tien percima, polo que colapsa. Mientres la contraición gravitatoria final producen una serie de reaiciones que fabriquen ensame d'átomos más pesaos que'l fierro por aciu procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa d'esi nucleu inerte el remanente que va quedar va ser una estrella de neutrones o un furacu negru. Cuando'l remanente inicial seya una estrella de neutrones, una onda de choque va arrobinar poles capes esteriores, que van salir rebotadas pa escontra fora. Diches capes reciben amás un escedente d'enerxía de les reaiciones nucleares producíes nel últimu estertor de la estrella, bona parte d'él en forma de neutrinos. La conxunción d'esos dos efeutos da llugar a una supernova de colapsu gravitatoriu.
En función de la masa y de la metalicidá tenemos cuatro posibles destinos pa les estrelles masives y bien masives:
La metalicidá
Les primeres estrelles del Universu taben compuestes de forma cuasi esclusiva por hidróxenu y heliu. La nucleosíntesis estelar y posterior espulsión al mediu interestelar arriqueció de metales (elementos más pesaos que l'heliu) les xeneraciones socesives d'estrelles. Asina, cuando'l Sol formóse, aproximao'l 2% de la so masa yeren metales. La metalicidá tien los siguientes efeutos sobre les estrelles:
La rotación
Cuando una estrella xira a gran velocidá la so estructura interna pue ser bien distinta de la d'una estrella que rota amodo. L'aceleración centrífuga fai que la estrella espandir na so rexón ecuatorial y dexe de tener simetría esférica. L'enanche ecuatorial va acompañáu d'una diferencia de temperatura en función de la llatitú. Por casu, Vega (α Lyrae), una de les estrelles más brilloses del cielu y una rotadora rápida (nel so ecuador la velocidá ye de 275 km/s), tien una temperatura polar de 10.150 K y una temperatura ecuatorial de 7.900 K. La rotación tamién provoca cambeos na tasa de perda de masa, con dos efeutos distintos que favorecen el so aumentu: nos polos la mayor temperatura fai aumentar la presión de la radiación ente que nel ecuador l'aceleración centrífuga fai menguar la gravedá efeutiva. Una elevada rotación tamién fai que la lluminosidá global seya mayor y que se produza un entemecíu mayor nel interior de la estrella, cola consecuencia de que'l tiempu de vida aumenta al amontase'l combustible nuclear disponible. Toos estos efeutos interaccionan de la mesma cola metalicidá de la estrella, pudiendo alteriar les fases qu'una estrella masiva traviesa al dexar la secuencia principal. Asina, por casu, qu'una estrella de 30 mases solares iniciales convertir nuna Wolf-Rayet o nuna superxigante colorada depende de la so velocidá de rotación inicial.
La presencia d'estrelles compañeres
Al dexar la secuencia principal una estrella encher. Si tien una compañera cercana orbitando a la so alredor, la espansión puede llegar al puntu d'enllenar el lóbulu de Roche de la estrella primaria, polo que l'atmósfera d'ésta empieza a vertise sobre la secundaria. A partir d'esi puntu la evolución de dambes estrelles puede trate fondamente alteriada, tantu tocantes a les sos mases y temperatures superficiales como tocantes a les fases que traviesen y el so destín final. Esisten diversos posibles destinos finales d'un sistema binariu nel que los dos compañeres topar a curtia distancia. Ente los más relevantes tán les supernoves de tipu Ia, los sistemes binarios de rayos X y los brotes de rayu gamma de curtia duración.
Escales de tiempu na vida de les estrelles
Les estrelles son sistemes que permanecen estables mientres la mayor parte de la so vida. Pero los cambeos d'una fase a otra son etapes de transición que se rixen n'escales de tiempu muncho más curties. A pesar d'eso cuasi toles escales temporales superen con muncho a la humana. Podemos estremar trés escales de tiempu fundamentales:
Escala de tiempu dinámica
Ésta ye la escala de tiempu que rixe nes ocasiones en que se produz una gran descompensación ente presión y gravedá. Esto ye asina nos momentos finales de la vida d'una estrella cuando les reaiciones nucleares que sostienen a la estrella escosen el so combustible y vuélvense incapaces de frenar el colapsu. Felicidad escala de tiempu ye del orde de:
segundos.
Asina, pal Sol el tiempu dinámicu ye de 1.600 segundos, esto ye, media hora aproximao. Como se ve, si una de les dos fuercies fallara, los acontecimientos asocederíense bien rápido hasta volver restaurar l'equilibriu.
Escala de tiempu térmica
Ésta ye la escala de tiempu que mide cuántu puede subsistir la estrella con una determinada lluminosidá a partir de les sos reserves d'enerxía potencial gravitatoria (Ω). Esta escala de tiempu denominar tamién Tiempu de Kelvin. Esta escala, por casu, ye la que rixe la vida de les protoestrelles. El so valor ye del orde de:
años.
Pal Sol esto da unos 20 millones d'años. Mientres un tiempu ésta foi la única hipótesis pa esplicar la emisión d'enerxía del Sol, y foi un gran misteriu la discordancia ente esta curtia escala de tiempu, frente a los rexistros xeolóxicos que databen de miles de millones d'años tras. Esta situación caltener hasta que s'afayó la enerxía nuclear.
Escala de tiempu nuclear
años.
Pal Sol esto refundia unos 9 mil millones d'años, que ye un valor averáu pa la estancia del Sol na secuencia principal.
Queda claro pos que:.
Annett Neumann
Annett Neumann ye una deportista alemana que compitió en ciclismu na modalidá de pista, especialista nes pruebes de velocidá y contrarreló.
Participó en dos Xuegos Olímpicos de Branu, llogrando una medaya de plata en Barcelona 1992, na prueba de velocidá individual, y el 4ᵘ llugar en Atlanta 1996, na mesma disciplina.
Ganó tres medayes de plata nel Campeonatu Mundial de Ciclismu en Pista, nos años 1991 y 1996.
Julian Zubeldia
Julián Zubeldia Aierbe ye un escritor y políticu vascu. Foi alcalde de Lizartza entre 1979 y 1987.
Obras
En 1995 publicó'l llibru Lizartza 1872-1976, sobre la historia d'esi conceyu.
Torre Milad
miniaturadeimagen|Torre Milad a la derecha de la imaxe. miniaturadeimagen|Vista de Teḥrán dende la torre. La Torre Milad (en persa, Borj-e-Milad, برج میلاد ) ye la torre más alta d'Irán. Alzar nel noroeste de la capital Teḥrán, ente los distritos Shahrak-e Gharb y Gisha, y mide 435 metros dende la so base hasta l'antena. Símbolu de modernidá, foi construyida en 2007 y la so apertura oficial tuvo llugar en 2008. Anguaño ye la sesta torre de comunicaciones más alta del mundu, dempués de la torre de televisión de Cantón, torre CN de Toronto, Torre Ostankino de Moscú, la Torre Perlla Oriental de Shanghai, y la Tokyo Sky Tree.
Complexu Milad
La estructura ta asitiada a lo cimero d'una llomba, sofitada sobre unos cimientos de formigón armáu, y pa la so construcción emplegar 33000 metros cúbicos de formigón. La cabeza de la torre ye una estructura de dolce plantes, construyida con aceru y pesa unes 25000 tonelaes. Ye la mayor y más alta estructura d'esti tipu nuna torre de comunicaciones de tol mundu. La so base ye octogonal, simbolizando l'arquiteutura tradicional persa.
Nos pisos cimeros de la torre tán los dos observatorios panorámicos, unu superior cubiertu con una cúpula de vidriu y aceru, y otru inferior al campu. Hai amás un restorán de luxu, una galería d'arte, y una zona d'abelugu ignífuga d'emerxencia, amás d'instalaciones de telecomunicaciones. El mástil de l'antena mide 120 metros d'altu, y tien cuatro seiciones. La inferior utilizar p'afaer les antenes de telecomunicaciones d'emisiones públiques, y los otros trés tán dedicaos a antenes de radio y televisión pertenecientes al gobiernu de la República Islámica d'Irán.
El veceru foi Yadman Sazeh Co., representante del Conceyu de Teḥrán. La torre foi diseñada por Dr. M. R. Hafezi, y construyida por Boland Payeh co.
Amás, el complexu dispón d'un aparcamientu de 2,7 hectárees, una área d'esposiciones, una biblioteca, y zona alministrativa.
Centru internacional de congresos
Dispón de 7 sales de conferencies, una zona d'esposiciones de 700 metros cuadraos, hall d'entrada, sala de formación, vestuarios, estudiu de radio y televisión, y receición.
Hotel internacional
Acutóse una área de 5,2 hectárees destinada a construyir un hotel de cinco estrelles pa poder ufiertar a turistes locales y estranxeros, amás d'asistentes a congresos una zona de receición y agospiamientu.
Centru internacional de negocios
Hai otra zona de 4 hectárees reservada pa un centru de negocios local ya internacional, que disponga de zones d'esposición de productos y servicios, y congresos téunicos y científicos.
East London (Sudáfrica)
Historia
Un fuerte británicu, Fort Glamorgan, foi construyíu na llocalización de la ciudá en 1847, y xunióse a la Colonia del Cabu esi mesmu añu. Tres asentamiento crecieron alredor del fuerte, y finalmente combináronse pa formar el pueblu de East London, qu'en 1914 foi alzáu a la categoría de ciudá.
Jolanda Neff
Jolanda Neff ye una deportista suiza que compite en ciclismu de monte na disciplina de campu al traviés, anque tamién compite en Carretera.
Ganó 5 medayes nel Campeonatu Mundial de Ciclismu de Monte ente los años 2012 y 2017, y 4 medayes nel Campeonatu Européu de Ciclismu de Monte ente los años 2013 y 2016.
Nos Xuegos Europeos de Bakú 2015 llogró la medaya d'oru na prueba de campu al traviés.
Trayeutoria deportiva
Debutó como profesional en 2012 en ciclismu de monte, en destacando como xuvenil nesa disciplina, y llueu llamó l'atención del meyor equipu de Carretera, el Rabo Women Cycling Team, de cara a la temporada 2013. Anque les sos resultancies en ruta fueron bonos (8ª na Gante-Wevelgem, daquella amateur, y 2ª na prueba tamién amateur de Rund um dean Weiherring), siguió destacando en carreres sub-23 de ciclismu de monte, polo que se dedicó dafechu a dicha modalidá, llogrando ganar la Copa del Mundu y el ranking de la UCI mientres 2 años consecutivos (2014 y 2015).
Palmarés
2015
2016
Resultaos en Grandes Vueltes y Campeonatos del Mundu
Mientres la so carrera deportiva consiguió los siguientes puestos nes Grandes Vueltes femenines y nos Campeonatu del Mundu de ciclismu de monte y Carretera: -: nun participa
X: ediciones ensin celebrar
Equipos
thumb|right|250px| Jolanda Neff recoyendo'l Premiu Crystal Davos 2014
Llista d'asteroides/44101–44200
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Conseyu de Gobiernu de Melilla
El Conseyu de Gobiernu de Melilla ye l'órganu colexáu de la Ciudá autónoma de Melilla, España, qu'exerz les funciones executives y alministratives que-y atribúin les lleis. Ta integráu pol Presidente, escoyíu pola Asamblea, y los Conseyeros que son nomaos y separaos líbremente por aquél en númberu non determináu.
El Estatutu d'Autonomía de Melilla, aprobáu por Llei orgánica de 13 de marzu de 2005 al amparu del artículu 144, b) de la Constitución, atribúye-y les funciones de dirixir la política de la ciudá y les funciones executives y alministratives polo xeneral y les señalaes específicamente nel estatutu o delegaes pol Estáu nos términos que'l mesmu determine y que nun sían competencia de l'Asamblea. Tamién tien la potestá reglamentaria nes materies que-y son mesmes y cumple les funciones de Plenu d'un Conceyu.
El Presidente ye escoyíu pola Asamblea y respuende ante ella, cola moción de censura y la cuestión d'enfotu. El Conseyu cesa pol fallecimientu del Presidente, la dimisión del mesmu, la so declaración d'incapacidá, al espolletar una moción de censura por mayoría absoluta o nun llograr l'enfotu, tres el cumplimientu del periodu pal que foi escoyíu o cola celebración d'eleiciones. En tolos casos el Conseyu cesante va quedar en funciones hasta la eleición del nuevu. A diferencia d'otres comunidaes autónomes, el Presidente nun tien la facultá d'eslleir l'Asamblea.
Gobiernu de Melilla 2015-2019
L'actual gobiernu de Melilla ta formáu pol Partíu Popular y el Partíu Populares en Llibertá.
Torre central de radio y televisión de Beixín
La Torre central de radio y televisión de Beixín, n'inglés Central Radio & TV Tower, ye una torre d'observación y telecomunicaciones de 386,5 m d'altor asitiáu en Beixín, China. Ye la estructura más alta de la ciudá, y tien una plataforma d'observación a 238 m d'altor. La torre apurre vistes panorámiques de la ciudá dende'l so restorán xiratoriu y plataforma d'observación. Ye miembru de la World Federation of Great Towers.
Historia
La torre completar en 1992, y foi diseñada por Paulus Snoeren a finales de la década de 1980. Contién equipos de radiodifusión de la Televisión Central de China. Ta asitiada nel Distritu de Haidian de Beixín, cerca de la estación de metro de Gongzhufen y el Parque Yuyuantan. La Sede de la Televisión Central de China ta asitiada nel Distritu de Chaoyang, diseñada por Rem Koolhaas a finales de 2009.
Cada añu celebra una carrera hasta'l visu de la torre, que consiste en dos vueltes a la base siguíes por un ascensu de los 1484 pasos que conducen hasta la plataforma d'observación.
Colonia de Natal
La Colonia de Natal yera una colonia británica allugada nel sureste d'África. La rexón foi proclamada como colonia británica'l 4 de mayu de 1843 dempués de que'l gobiernu británicu amestóse la República de Natalia, y perduró hasta'l 31 de mayu 1910 cuando se combinó con otros trés colonies pa formar la Unión Sudafricana como una de les sos provincies. Anguaño'l so territoriu forma parte de la provincia de KwaZulu-Natal de Sudáfrica. Los indios que fueron traíos a esti país de la India llamar 'Netaal Tapu' (Islla de Netal).
Nel so orixe comnprendía namái la metá del tamañu de l'actual provincia, que los sos llendes nororientales taben formaos pelos ríos Tugela y Buffalo más allá del reinu independiente de Zululandia (KwaZulu en zulú). La provincia foi ampliada más tarde cola adición de Griqualand Oriental escontra'l sur.
El feroz conflictu cola población zulú llevó a la evacuación de Durban, y, finalmente, los Bóeres aceptaron l'anexón británica en 1844 so presión militar. Un gobernador británicu foi designáu pa la rexón y munchos colonos emigraron d'Europa y la Colonia del Cabu. Los británicos establecieron una industria de la caña d'azucre nos años 1860. Los propietarios de granxes tuvieron dificultaes p'atraer trabayadores zulús pa trabayar nos sos plantíos, polo que los británicos traxeron miles de trabayadores contrataos de la India. Como resultáu de la importación de trabayadores indios, Durban convertir nel llar de la mayor concentración d'indios fora de la India.
Provincies de Sudáfrica
Sudáfrica ta estremada en nueve provincies. Tres les eleiciones xenerales en Sudáfrica d'abril de 1994, los homelands, conocíos como bantustán, fueron reintegrados na República y cuatro de les esistentes provincies fueron convertíes en nueve. N'avientu 2005, la 12ª enmienda de la constitución varia les fronteres de les provincies.
Provincies actuales
Notes:
Historia
thumb|Les provincies tres la creación de la [[Unión Sudafricana en 1910.]] thumb|Provincies y bantustanes, tres la implementación del [[apartheid.]]
La división de Sudáfrica en distintes rexones alministratives puede estremase en trés distintos periodos.
África del Suroeste Alemana
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Provincies de Sudáfrica
Historia
Dende l'establecimientu de la Unión Sudafricana en 1910, la principal división foi en cuatro provincies. Sicasí, dende 1913, los propietarios blancos de tierres acutaron ciertes árees que tomaben un 13% del país no que más tarde se denominaríen "homelands" (tamién conocíes como bantustanes) que sirvíen como estaos nacionales de iure pa los negros y llograron ser unos de los puntales del apartheid. En 1976 el homeland de Transkei foi'l primeru n'aceptar la independencia, y a pesar de qu'esti estatus nunca foi reconocíu por nengún otru estáu, otros trés homelands siguieron esi camín.
Dende 1994 Sudáfrica foi estremada nos nueve provincies qu'apaecen de primeres d'esti artículu. Los homelands fueron reintegrados na República pa les eleiciones d'abril de 1994.
África del Suroeste Alemana
África del Suroeste Alemana (n'alemán: Deutsch-Südwestafrika, embrivíu DSWA) foi una colonia alemana dende 1884 hasta 1915, cuando'l control sobre ella foi asumíu pola Unión Sudafricana. La so alministración temporal foi recibida por Sudáfrica na forma d'un mandatu de la Sociedá de Naciones. Sudáfrica gobernó la rexón como una provincia de facto llamándola África del Suroeste, hasta que finalmente s'independizó en 1990 como Namibia. Con una área de 835 100 km², yera aproximao una vegada y media el tamañu del Imperiu alemán d'esi entós.
Provincies de Sudáfrica
1910-1994
Notes:
África del Suroeste Alemana
Historia temprana
thumb|África del Suroeste Alemana en 1904. thumb|Escudu imperial alemán na aduana en Swakopmund
N'ochobre, l'acabante designar comisariu pa África del Oeste, Gustav Nachtigal, llegó nel barcu cañonero Möwe. N'abril de 1885, fundóse la Deutsche Kolonialgesellschaft für Südwest-Afrika, y llueu mercó los activos de les desfallecientes empreses de Lüderitz, quien s'afogó en 1886 mientres una espedición al Ríu Orange. En mayu, Heinrich Ernst Göring foi designáu Comisariu y estableció la so alministración en Otjimbingwe. Una Kaiserliche Schutztruppe («Tropa de Seguridá Imperial») sol mandu del capitán Curt von François foi apostada n'África del Suroeste Alemana en 1888, consistiendo al empiezu en dos oficiales, cinco oficiales non encargaos y 20 soldaos negros.
La colonia creció en 1890 pola alquisición de Caprivi nel nordeste, que prometía nueves rutes comerciales. Esti territoriu foi adquiríu pol Tratáu de Heligoland-Zanzíbar ente Reinu Xuníu y Alemaña.
África del Suroeste alemana yera la única colonia alemana onde'l alemanes instalar en gran númberu. Los pobladores alemanes fueron atraíos a la colonia poles posibilidaes económiques nes mines de diamante y de cobre y, sobremanera, l'agricultura. En 1902 la colonia tenía 200 000 habitantes, anque solo 2595 yeren alemanes, 1354 yeren afrikáner y 452 yeren británicos. Escontra 1914, 9000 pobladores alemanes más habíen llegáu. Había probablemente alredor de 80 000 herero, 60 000 ovambo, y 10 000 nama, quien fueron despectivamente denominaos hotentotes.
La rebelión contra'l dominiu alemán
Ente 1893 y 1894, tuvo llugar la primer «sulevación hotentote» de los nama y el so líder llexendariu Hendrik Witbooi. Los años siguientes vieron asoceder munches otres sulevaciones locales contra'l dominiu alemán, les más estenses de les cualos fueron les guerres de los herero de 1904. Les granxes alloñaes fueron atacaes, y matáronse a aproximao 150 colonos alemanes. El Schutztruppe de solamente 766 soldaos y de fuercies auxiliares natives nun yera, de primeres, una fuercia capaz de face-y frente a los herero, quien fueron a la ofensiva, arrodiando dacuando Okahandja y Windḥoek, y destruyendo la ponte ferroviaria a Osona. Les 14 000 tropes adicionales, unviaes apresuradamente dende Alemaña sol mandu del teniente xeneral Lothar von Trotha, entartallaron la rebelión na batalla de Waterberg. Enantes Von Trotha publicara una exhortación al pueblu herero, negándo-yos el derechu de ser súbditos alemanes y ordenar salir del país o seríen muertos, parte del testu de la exhortación ye'l siguiente:
Pa escapar el pueblu herero retirar escontra adientro de la rexón ensin agua d'Omaheke, un brazu occidental del desiertu de Kalahari, onde munchos d'ellos morrieron de sede. Les fuercies alemanes curiaron cada fonte d'agua y fueron daes les órdenes pa disparar a cualesquier herero que fuera vistu. Solamente dellos hereros se les ingeniaron pa escapar a los territorios británicos vecinos. Estos acontecimientos tráxicos conócense como'l xenocidiu de los herero.
thumb|La Christuskirche (del alemán: «ilesia de Cristu») y el Südwest Reiter (del mesmu idioma: «caballeru del suroeste») en [[Windḥoek.]]
A fines de 1904, los nama entraron nes lluches contra en poder colonial so los sos líderes Hendrik Witbooi y Jakob Morenga, el postreru de cutiu mentáu como'l «Napoleón negru». El llevantamientu foi finalmente reprimíu mientres 1907 y 1908. En total, ente 25 000 y 100 000 herero, más de 10 000 nama y 1749 alemanes morrieron nel conflictu.
A partir de la I Guerra Mundial
Mientres la Primer Guerra Mundial, les tropes sudafricanas abrieron hostilidaes con un asaltu na comisaría Ramansdrift el 13 de setiembre de 1914. Los pobladores alemanes fueron tresportaos a campos de concentración cerca de Pretoria y más tarde en Pietermaritzburg. Por causa de la superioridá aplastante de les tropes sudafricanas, la Schutztruppe alemana xunto con grupos de voluntarios afrikáner combatientes na Rebelión Maritz del llau alemán, ufiertaron resistencia solo como una táctica de dilación. El 9 de xunetu de 1915, Victor Franke, postreru comandante de la Schutztruppe, capituló cerca de Khorab.
Dempués de la guerra, l'área quedó sol control británicu, creándose depués un mandatu de la Sociedá de Naciones al cargu de Sudáfrica. En 1990, l'antigua colonia fíxose independiente col nome de Namibia, gobernada pol antiguu movimientu de lliberación SWAPO. Un ensame de nomes, edificios y negocios alemanes inda esisten nel país, y aproximao 20 000 descendientes de los colonos alemanes inda viven ellí.