cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Vladimir Nabokov
Vivo
En marto 1922, la patro de Nabokov estis mortpafita dum provo ŝirmi la ĉefon de la Konstitucia Demokratia Partio en ekzilo, Pavel Milyukov, kiun la rusa monarkisto Piotr Shabelsky-Bork atencis. Post la morto, lia patrino kaj fratino transloĝiĝis al Prago. Nabokov restis en Berlino, kie li iĝis konata poeto kaj verkisto ene de la émigré komunumo, kaj eldonis siajn verkojn super la nomo V. Sirin (rusa fajrobirdo). Por kompletigi sian malabundan enspezon, li instruis lingvojn kaj donis lecionojn je teniso kaj boksado.
En 1922 Nabokov fianĉiĝis kun Svetlana Siewert, sed ŝi rompis la fianĉiĝon en frua 1923, ĉar ŝiaj gepatroj ne kredis ke li povus havigi por ŝi. En majo 1923 li renkontis judan-rusan virinon, Véra Evsejevna Slonim, dum Berlina balo, kaj edziĝis en aprilo 1925. Ilia sola filo, Dmitri, naskiĝis en 1934.
En 1936, Véra perdis sian okupon en la pli antisemita medio, kaj la familio transloĝiĝis al Parizo kaj en 1940 al Novjorko, kie Nabokov laboris en la Usona Muzeo de Natura Historio. De 1941 ĝis 1948, li instruis beletron ĉe Wellesley College en Masaĉuseco, kaj poste ĉe Cornell University.
Post la granda financa sukceso de Lolita, Nabokov povis reveni al Eŭropo kaj dediĉi sin sole al verkado. Lia filo akiris postenon kiel opera baso en Reggio nell'Emilia. Ekde la 1-an de oktobro 1961, li kaj Véra transloĝiĝis al la Montreux Palace Hotelo en Montreux, Svislando, kie ili restis ĝis la finoj de siaj vivoj. El sesa-etaĝa apartamento direktis li sian negocon kaj vojaĝis al la Alpoj, Korsiko, kaj Sicilio por ĉasi papiliojn. En 1976 li estis enhospitaligita pro ne-diagnozita febro. Li reiris al malsanulejo en Laŭzano en 1977 kun severa bronka kongesto. Li mortis la 2-an de julio en Montreux, ĉirkaŭata de lia familio.
En Esperanto
Muziko, tradukis Grigori Arosev, En: Rusaj amnoveloj ; p.19 - 22. – Jekaterinburg: Sezonoj, 2000. - (Rusa Literaturo ; 7)
Vidu ankaŭ
Nina Berberova
Eksteraj ligiloj
Nabokov Library
Kosmoteleskopo James Webb
La Kosmoteleskopo James Webb (James Webb Space Telescope aŭ JWST, iame nomita « Next Generation Space Telescope ») estas kosma observatorio kunlabore disvolvita de la NASA, de la Eŭropa Kosma Agentejo kaj de la Kanada Kosma Agentejo. Ĝi estas planita kiel la posteulo de la kosmoteleskopo Hubble ekde 2021 por la observoj en transruĝa radiado sed ne permesos observojn en videbla nek transviola lumoj.
Ĝi estas ekipita per spegulo de diametro 6,5 metroj-larĝa, ĝia distingokapablo estas 0,1 arksekundo. Ĝi estos, interalie, uzita por observi la unuajn stelojn kaj galaksiojn formitajn tuj post la Praeksplodo, la formadon kaj evoluon de steloj kaj ilia planeda sistemo, la konsiston de la atmosfero de ekstersunsistemaj planedoj kaj la formprocezo de galaksioj. La datumoj kolektitaj helpos klarigi la vivestiĝon kaj rolon de pezegaj nigraj truoj en galaksioj, klarigi la procezon de planeda formado, determini la proporcion da planedoj kiuj povas enhavi vivon kaj provizi informojn pri la malluma energio.
La laboroj pri la JWST komenciĝis en 1989, sed la projekto spertis multajn ŝanĝojn kaj multajn problemojn pro la teknologiaj defioj kiujn ĝi levis (faldebla primara spegulo, deplojebla kontraŭvarma ŝildo) kaj buĝettropasojn. Ĉi tiuj preskaŭ kondukis al ĝia nuligo en 2011. Nur por NASA, ĝia produktadkosto, kiu estis taksita je 3 miliardoj da usonaj dolaroj fine de la ĝenerala dizajna fazo en 2005, finfine atingis ĉirkaŭ 10 miliardojn da usonaj dolaroj. La lanĉdato, komence fiksita por 2013, estis regule prokrastita ĝis la fino de 2021. En 2002, la projekto prenis la nomon de la dua administranto de NASA, James E. Webb, kiu grande kontribuis al la sukceso de la Projekto Apollo.
La teleskopo estis lanĉata per raketo Ariane 5, de la bazo Kourou en Franca Gujano, kaj estis metata, post unumonata vojaĝo, en orbito ĉirkaŭ la punkto de Lagrange L2 de la sistemo Sun-Tero, situanta ĉe 1,5 milionoj da kilometroj el la Tero, sur la flanko kontraŭa al la Suno. Post 6-monata starta fazo, komenciĝos la kvinjara primara misio, kiu ebligos plenumi la celojn asignitajn al la JWST-teleskopo. La observtempo estas distribuata de scienca komisiono inter la teamoj kiuj kontribuis al la projekto kaj esploristoj el la tuta mondo, per ĉiujara taksado de la kontribuo de siaj proponoj. La JWST portas rezervojn de fuzaĵoj (necesaj por konservi sian pozicion ĉe la Lagrange-punkto) kiuj devus ebligi ĝin funkcii dum almenaŭ dek jaroj.
Unuaj skizoj
En 1989, la direktoro de la Space Telescope Science Institute, la centro respondeca pri la operacio de la Kosmoteleskopo Hubble, iniciatis pripenson pri la teleskopo kiu devus ĝin sukcedi ĉirkaŭ 2005 . La raporto rezultanta el la laboro, organizita kun la subteno de NASA, proponis, ke la kosma agentejo studu okmetran diametran teleskopon, observante en la proksima infraruĝo kun pasiva malvarmiga sistemo. La problemoj renkontitaj de Hubble baldaŭ post ĝia lanĉo (1990), la malkresko de la buĝeto de NASA kaj la ŝanĝo en la prezidanteco de Usono provizore ĉesigis la studon de la nova teleskopo, kiu estis nomita "Next Generation Space Telescope"(NGST). La studoj estis relanĉitaj en 1993. Laŭ peto de NASA, la usona astronomia komunumo kreis la "HST and Beyond" komisionon por difini la karakterizaĵojn de la anstataŭonto de Hubble, kiu devis enserviĝi dum la unuaj jardekoj de la sekva jarcento. En 1995, la komitato proponis plilongigi la vivdaŭron de Hubble je kvin jaroj (ĝis 2010) kaj skizis la karakterizaĵojn de ĝia posteulo: ĝi devas inkluzivi spegulon kvar-metran. La sciencaj celoj de la estonta teleskopo estus la studo de la procezo de formado de galaksioj, steloj, planedoj kaj vivo, kun fokuso sur la komencoj de la Universo. La teleskopo nomita Hi-Z devus cirkuli en heliocentra orbito. NASA komisiis unu el ĝiaj establaĵoj, la Goddard Space Flight Center (respondeca pri astronomiaj misioj), plenumi fareblecan esploron.
Fareblecaj esploroj kaj detala difino de la bezonoj (fazo A: 1995-2001)
En junio 1997, NASA elektis la inĝenierajn firmaojn TRW kaj Ball Aerospace por identigi la eblajn teknikajn arkitekturojn kaj fari unuan taksadon de la kosto de la projekto. La fareblecaj esploroj konkludis, ke eblas produkti tian teleskopon kontraŭ kosto de 500 milionoj da usonaj dolaroj, kondiĉe ke la muntado, inkluzive de la instrumentoj, estu fasonita de la sama kompanio. Ĉi tiu lasta kondiĉo montriĝis neaplikebla. La raporto The Next Generation Space Telescope: Visiting The Time When Galaxies Were Young difinis referencan arkitekturon por la teleskopo kaj disponigis la elementojn por la kosmoagentejo por lanĉi aĉetkonkurso al industriaj firmaoj. NASA selektis du firmaojn en 1999, Lockheed Martin kaj TRW, por fari esploron (fazo A) inkluzive de prepara dezajnanalizo kaj kostotakso. La komenco de la kunlaboro de NASA kun la Kanada Kosma Agentejo kaj la Eŭropa Kosma Agentejo (EKA) por la fasonado de instrumentoj tiam okazis. Paralele, simulaĵoj ebligis precizigi la necesan sciencan instrumentadon. Tiam estis antaŭvidite observi galaksiojn kun ruĝenŝoviĝo de 15, kio postulas povi observi en la mez-infraruĝo. Tiuj simulaĵoj reliefigis la bezonon de spektroskopio, ĉar la instrumentoj situantaj sur la Tero ne povas plenumi ĉi-tiun aspekton de observado, pro la sorbado de lumradiado, fare de la atmosfero, de la infraruĝa spektra bando observita de la estonteca teleskopo. De 1997 ĝis 2000, laborgrupo reprezentanta la astronomian komunumon, la Science Working Group, eklaboris pri difino de la ĉefajn sciencajn celojn, kiujn la estonta teleskopo kaj ties instrumentaro, devas povi plenumi. Larĝkampa proksim-infraruĝa fotilo, multobjekta proksim-infraruĝa spektrografo kaj mez-infraruĝa spektrobildilo estis elektitaj. La unuaj teknikaj esploroj estis farataj por ellabori novajn surŝipajn teknologiojn: malaltmasa spegulo, ondofronta detekta kaj kontrola sistemo, infraruĝaj detektiloj kaj peliloj. Fine de 2000, detala analizo montris, ke la kosto de la teleskopo superas je kelkcent milionoj da usonaj dolaroj la ĝis nun antaŭviditan buĝeton. La lanĉo ne estis ebla antaŭ 2008, konsiderante la longecon de la tempo de fasonado de la speguloj. Por redukti la koston, la diametro de la primara spegulo estis reduktita en 2001 al ses metroj.
Selektado de konstruistoj kaj ĝenerala dezajno (fazo B: 2002-2008)
En aŭgusto 2002, NASA elektis la fabrikiston de la kosmoteleskopo por la ĝenerala projektfazo (fazo B): la propono de TRW, asociita por la optika parto kun Ball Aerospace, estis elektita. La saman jaron, TRW estis transprenita fare de Northrop Grumman sekvanta malamikan transaĉetoferton kaj iĝis Northrop Grumman Space Technology. La Jet Propulsion Laboratory estis elektata por la ellaboro de la MIRI-instrumento (Mez-InfraRuĝa Instrumento). En junio 2002, la dizajna tasko de la NIRCam (Near-InfraRed Camera, "Proksim-Infraruĝa Kamerao") estis transdonita al teamo de la Universitato de Arizono. Oni elektis la lanĉilon, kiu devas la teleskopon enorbitigi: la raketo Ariane 5 ECA, por kiu financado estis provizata de la Eŭropa Kosma Agentejo, estas elektita anstataŭ la raketo Atlas V, komence antaŭvidita sed de pli malalta enhaveco. La fasonado de la NIRSpec-instrumento kaj la optika parto de la MIRI-instrumento estis komisiita ankaŭ al Eŭropo, dum la FGS / NRISS-instrumento estis dizajnota de Kanado. Kontraŭ tiuj kontribuoj, al eŭropaj kaj kanadaj sciencistoj estas asignitaj observtempo de 15% kaj 5% respektive.
En septembro 2002, la teleskopo estis renomita James Webb Space Telescope (JWST), en honoro de tiu estra administranto de NASA inter 1961 kaj 1968 dum la Apollo-programo. Li ludis gravan rolon en la sukceso de ĉi tiu projekto. En majo 2021, peticio, subskribita de 1 200 homoj inkluzive de almenaŭ kvar astronomoj, kontraŭis la tiel donitan tributon. Li estas akuzita pro lia partopreno, kiel subsekretario de ŝtato en la Truman-registaro (1949-1952), pri ĉasado de samseksemaj dungitoj sine de la usona administrado, same kiel la ekskludo de dungito de NASA sub lia leĝdona periodo por la sama kialo. NASA respondis en oktobro, ke ĝi faris ampleksan esploron pri la temo en siaj arkivoj kaj tiuj de la registaro kaj ne trovis kialon por ŝanĝi la nomon de la kosmoteleskopo.
Dum ĉi tiu fazo de la projekto, la karakterizaĵoj de la kosmoteleskopo iĝis pli klaraj kaj plu evoluas. La surfaco de la spegulo estis reduktita de 29,4 al 25 m2 dum la nombro da elementoj de la primara spegulo iris el 36 al 18. NASA elektis berilio kiel la materialon por la fabrikado de ĉi-tiu spegulo, 6,5 metrojn larĝa laŭ diametro. La kriostato ellaborita de Eŭropo, kiu celis konservi la temperaturon de la detektiloj de la MIRI-instrumento, estis forlasita en favoro de mekanika fridujo fasonita sub usona superrigardo (JPL).
Konstruado
La konstruado de la kosmoteleskopo komenciĝis en 2009 kiam la projekto estis aprobita fare de NASA. Ĝia kosto tiam estas establita je 4.964 miliardoj da usonaj dolaroj, kun laŭplana lanĉdato en junio 2014. La projekto tre rapide malfruiĝis kaj la buĝeto eksplodis. La kialoj de ĉi tiu drivo estas multnombraj: komenca subtaksado de la kosto, organizaj problemoj, disvolviĝo de novaj teknologioj, komplekseco de la provoj de la kompleta sistemo, nekompletaj muntaj proceduroj ĉe la ĉefa entreprenisto, KOVIM-pandemio. Fine, la karakterizaĵoj de la kosmoteleskopo ne estas degraditaj sed livero estas prokrastita al 2021 kaj la kosto de la projekto proksimumas 10 miliardojn da usonaj dolaroj.
Fabikado kaj testado de komponantoj (2009-2016)
Dum la somero de 2011, la nuligo de la projekto estis pripensata de kelkaj reprezentantoj de la Usona Kongreso. Fine, la projekto evitis nuligon, sed NASA estis ordonata komuniki monate, pri la progreso de la projekto kaj ties kosto. Tamen, la buĝeta parto de la astronomia programo de la kosma agentejo dediĉita al tiu ĉi projekto tiam malhelpis aliajn projektojn, provokante protestojn ene de la astronoma komunumo.
Fine de februaro 2012, la konstruado de la du movaj partoj de la primarspegula subteno estis kompletigita, dum la lastaj du sciencaj instrumentoj, la NIRCam-fotilo kaj la NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph) spektrografo, estis liveritaj respektive fare de la Universitato de Arizono kaj la Eŭropa Kosma Agentejo. La konstruado de la platformo, kiu kunigas ĉiujn subtenitajn ekipaĵojn, estis kompletigita en 2014. Grumman produktis skalon 1 inĝenieristikmodelon de la kontraŭvarma ŝildo, por testi ĝian faldadon kaj deplojon. En la sama jaro, la ISIM-modulo, en kiu la kvar sciencaj instrumentoj estis muntitaj, sukcese suferis serion da termikaj testoj, kiuj ebligis kontroli la agadon kaj konduton de la rilata elektroniko. En oktobro 2015, la optika parto de la teleskopo (OTE, Optical Telescope Element), konsistanta el la 18 segmentoj de la primara spegulo, la subtenstrukturo same kiel la sekundara spegulo, estis muntata. En marto 2016, la optika parto kaj la ISIM kaj sciencaj instrumentoj estas siavice muntitaj. La fabrikado de ĉiuj komponantoj estis finata en 2016.
Fina muntado kaj testoj de integriĝo
Fine de 2016, ĉiuj komponantoj (instrumentoj, elektronikaj ekipaĵoj, moviĝantaj partoj) estis individue testitaj, inkluzive de la segmentoj formantaj la primaran spegulon. La projekto eniras en fazon kaj multekosta kaj kompleksa, kiu konsistas el kontrolado de la funkciado de la tuta teleskopo. Pro sia grandeco, la Kosmoteleskopo James Webb ne povis esti elprovita plene muntita sub kondiĉoj similaj al tiuj, kiujn ĝi spertos en la kosmo (kosma vakuo, foresto de gravito, temperaturo). Sed, male al Hubble kaj malgraŭ la tre alta kosto de ĉi tio operacio, la projektestroj decidis kontroli, en realaj kondiĉoj (krom la foresto de gravito), la tutan optikan ĉenon (de la primara spegulo ĝis la instrumentoj), por eviti anomalion similan al tiu kiu influis la primaran spegulon de Hubble (kiu povis esti korektata, sed tio ne estos ebla por la JWST ĉar la orbito de la teleskopo estas tro malproksime de la Tero). En majo 2017, la aro formita de la optika parto kaj la instrumentoj estis transportita perŝipe al la Johnson Space Center, en Houston (Teksaso). Tie, optikaj testoj estis efektivigitaj en la vakua kamero A de la kosma medio-simulilo. La inĝenieroj sukcesis ĝustigi la primaran spegulon kun la bezonata precizeco, konsiderante la ĉeeston de gravito, kaj ankaŭ akiri bildojn kun la atendata rezolucio. Komence de 2018, la komitato respondeca pri la progreseca revizio notis certan nombron da prokrastoj, precipe el la kontraŭvarma ŝildo kaj la propulssistemo. Por venki la ceterajn problemojn, NASA prokrastis la lanĉon, planitan por majo 2019, al majo 2020, poste al marto 2021. Poste la varmoŝildo, la platformo, la ISIM kaj la optiko ĉe Northrop Grumman estis kondukataj al la Redondo Beach-ejo en Kalifornio por fina muntado kaj integriga testado.
La KOVIM-pandemio, kiu trafis Usonon en la unua duono de 2020, interrompis la ritmon de la laboro de la teamoj. En junio 2020, la lanĉdato, planita por marto 2021, estas prokrastita al la fino de oktobro pro anomalio trafanta la pinton de la raketo Ariane 5. En julio 2020, la kosmoteleskopo sukcese pasis integrigajn testojn ĉe Northrop Grumman. Ĝi estis instalita en ujo ĝuanta kontrolitan medion kaj transportita per ŝoseo al la haveno de Seal Beach (Kalifornio), 40 kilometrojn for. Tie, ĝi estas enŝipigita sur la kargoŝipo MN Colobri, (ro-ro-ŝipo ĉartita de Arianespace por la transporto de Ariane-lanĉiloj kaj satelitoj inter Eŭropo kaj la bazo Kourou), por 15-taga vojaĝo tra la Panama kanalo al la haveno de Pariacabo (Franca Gujano), ne malproksime de la lanĉejo Kourou, kie ĝi alvenis la 13-an de oktobro 2021.
En oktobro 2021, la totalkosto de la kosmoteleskopo estas taksita je 9,7 miliardoj da usonaj dolaroj, inkluzive de 8,8 miliardoj por la fasonado de la teleskopo (2004-2021) kaj 861 milionoj da usonaj dolaroj por operacioj dum la kvin jaroj de la primara misio (2022-2026). Konsiderante inflacion, tio reprezentas ĉirkaŭ 10,8 miliardojn da usonaj dolaroj en 2020. Ĉi tiu sumo ne enkalkulas la partoprenon de la Eŭropa Kosma Agentejo (700 milionoj da eŭroj, aŭ 800 milionoj da usonaj dolaroj) nek tiun de la Kanada Kosma Agentejo (200 milionoj da Kanadaj dolaroj, aŭ 150 milionoj da usonaj dolaroj). Ĉi tio lokas la Kosmoteleskopon James Webb inter la plej multekostaj sciencprojektoj en la historio, proksime al la Granda Koliziigilo de Hadronoj de CERN kaj la Kosmoteleskopo Hubble, ĝia antaŭulo. Kvankam la JWST serioze malhelpis aliajn kosmajn astronomiajn projektojn, konsumante dum 20 jaroj trionon de la koverto asignita al ĉi tiu kampo ĉe NASA, preskaŭ la tuta astronomia komunumo opinias, ke la investo estas pravigita. La teleskopo Hubble, kiu siatempe suferis kostojn kaj prokrastojn de la sama grandordo, nun ĝuas kvazaŭ-unuanimecon, ĉar ĝia rolo en la progreso de la astronomio dum la lastaj tridek jaroj estis gravega. La JWST-teleskopo havas kvalitojn ebligantajn al ĝi kontribui al sciencaj sukcesoj de la sama ordo.
Misio
La teleskopo James Webb estis lanĉata per raketo Ariane 5, el la bazo Kourou en Franca Gujano, kaj estis metita, post trairo de unu monato, en orbito ĉirkaŭ la Punkto de Lagrange L2 de la sistemo Sun-Tero, situanta je 1,5 milionoj da kilometroj de la Tero, sur la flanko kontraŭa al la Suno. Post 6-monata starta fazo inkluzive de aparte delikata disfaldiĝo de ĝia kontraŭvarma ŝildo kaj speguloj, komenciĝos la kvinjara scienca misio, kiu devus ebligi plenumi la celojn atribuitajn al la teleskopo JWST. La JWST portas rezervojn da fuzaĵoj kiuj devas ebligi al ĝi resti en operacio dum almenaŭ dek jaroj.
Telfero de Medellín
Ĉirkaŭ la jaro 2000 la urba registaro de Medellín en Kolombio decidis konstrui telferojn ĝis la supraj mizerkvartaloj Santo Domingo kaj La Aurora ĉe la deklivoj de la Abburá-valo. La dua plej granda urbo de Kolombio tiam estis konsiderata la plej krimdanĝera en la mondo. Furoris la drogomilito, do tiel la loka municipa registaro estis malforta. Ankoraŭ en la jaro 2009 la kvoto da murdoj de Medelino superis tiujn de usonaj urboj je pli ol la 20-oblo.
Kosmoteleskopo James Webb
Lanĉo
La kosmoteleskopo James Webb estis lanĉata de la kosmocentro Kourou en Franca Gujano per raketo Ariane 5 ECA. La lanĉo-prepara kampanjo okazinta sur la retejo daŭris 55 tagojn. Fine de tiu ĉi fazo, la kosmoteleskopo estis metata sub la pinton de la lanĉilo, okupante preskaŭ la tutan internan volumon, 16,19 metrojn alta kaj 4,57 metrojn en diametro. La lanĉfenestro havis malmultajn limojn kaj la lanĉo povis okazi 270 tagojn jare. La ĉiutaga lanĉa fenestro havis varian daŭron, ĝis 90 minutojn kaj ĝenerale estas inter 11h45 kaj 14h UTK, respondante al la fino de la mateno/mezo de la tago en la loka tempo. La 23-an de decembro 2021, la JWST estas planita lanĉiĝi en kosmon efektive la 25-an de decembro 2021 inter 13h20 kaj 13h52 MET.
La lanĉo de la Kosmoteleskopo James Webb prezentis apartaĵojn truditaj de ĝiaj karakterizaĵoj. Por malhelpi iujn postrestantajn aerpoŝojn kaŭzi disŝirado de la fraĝila kontraŭvarma ŝildo kiam la pinto estas malfermita, la 28 ellastruoj, situantaj en ĝi, kiuj disponigas progreseman senpremadon dum la supreniro de la lanĉilo, estis ŝanĝitaj. Pluraj decidoj ankaŭ estis prenitaj por forigi ajnan longedaŭran eksponiĝon de la primara spegulo al la Suno, kiu povus misformi ĝian strukturon. La lanĉo okazis ĉirkaŭ tagmezo tiel ke, dum sia supreniro, la Suno lumigas la nazon de la lanĉilo kaj, kiam la teleskopo estas apartigita, ĝian malantaŭan parton. La lanĉila orientiĝo estis modifita (rulkontrolo) por eviti rekte elmontri la segmentojn de la primara spegulo al la Suno kaj krei varman punkton. Malgraŭ tiuj malmultaj adaptiĝoj, la flugformo malmulte devias de tiu de granda komunika satelito destinita por la geosinkrona orbito. La kosmoteleskopo, kun sia maso de 6,2 tunoj, malpli ol la injektkapacito en orbito de geosinkrona transiro (GTO) de Ariane 5, povis esti facile metita sur sian trajektorion al la punkto de Lagrange L2, ĉar tiu-ci postulas nur malgrandan pluson de rapideco kompare kun la orbito de geosinkrona transiro. 206 sekundojn post ekflugo, tiam la raketo en alteco de 115 kilometroj, la du duonoj de la raketopinto estis forĵetataj kaj la JWST-teleskopo komencis elsendi telemetrion al grundaj regiloj. La apartigo de la JWST de la dua etaĝo de la lanĉilo okazis en alteco de 1.400 kilometroj, aŭ proksimume 30 minutojn post la ekflugo.
Listo de britaj esperantistoj
Jen listo de britaj esperantistoj, do ŝtatanoj de la Unuiĝinta Reĝlando de Granda Britio kaj Nord-Irlando.
Kosmoteleskopo James Webb
Vojaĝo ĝis la punkto de Lagrange L2
La kosmobservatorio tiam komencis sian vojaĝon al sia celloko, la Lagrange L2-punkto, 1.5 milionojn da kilometroj for de la Tero. La lanĉilo metis la teleskopon sur vojon kiu alportas ĝin rekte al sia celo. Dum tiu ĉi transito, la kosmoteleskopo estas orientita tiel ke la varmoŝildo estas intermetita inter la Suno kaj la primara spegulo, ĉar ĝia eksponiĝo kaŭzus deformadon de sia geometrio kiu estus mortiga al la misio. La rapideco komunikita de la lanĉilo estas intencite iomete tro malalta por ke la JWST atingu sian cellokon kaj unuaranga korekto, la plej kritika, postulas funkcii la malgrandajn likvofuzaĵajn raketmotorojn de la JWST dum pluraj horoj. Ĝi estis efektivigata inter 12,5 kaj 20 horoj post lanĉo. Dua manovro estis farata 2,5 tagojn post lanĉo, ĵus antaŭ la komenco de la deplojo de la kontraŭvarma ŝildo. La lasta estis efektivigata 29 tagojn post lanĉo kaj celas enigi la JWST en optimuman orbiton ĉirkaŭ la Lagrange-punkto L2.
Listo de britaj esperantistoj
Laŭ la nuna stato estas aparta listo de skotaj esperantistoj (kies listanoj ankaŭ menciiĝu ĉi tie), sed ne kreiĝis apartaj listoj pri anglaj, kimraj aŭ nordirlandaj esperantistoj. Tial paĝotitoloj de listoj pri anglaj, kimraj aŭ nord-irlandaj esperantistoj alidirektigas ĉi tien. Tre malgrandaj artikoletoj, kiuj nur pene observus la regulojn de artikolaj ĝermoj, kolektiĝu en ĝermolisto de britaj esperantistoj.
Kosmoteleskopo James Webb
Deplojo de la teleskopo
Tuj post la apartigo el la lanĉilo, la sunpaneloj provizantaj la energion estis disfaldataj. Du horojn poste, la sama manovro estis efektivigata por la parabola anteno, kiu ebligas konservi altrapidan komunikan ligon kun la Tero. Aliaj deplojoperacioj ne komenciĝis ĝis 2,5 tagoj post lanĉo kaj kuris dum pluraj tagoj. La unua manovro konsistis el disfaldi la teleskopan maston DTA (Deployable Tower Assembly) kiu kunigas la kontraŭvarman ŝildon, unuflanke, kaj la optikan parton kaj la instrumentojn, aliflanke. La kontraŭvarma ŝildo poste estis deplojata: komandoj estis sendataj por plenumi sekvencon de operacioj kiuj aktivigis 139 cilindrojn, ok motorojn, kaj milojn da aliaj komponentoj por disfaldi kaj streĉi la kvin tavolojn de la kontraŭvarma ŝildo tiel ke ĝi akiru sian finan formon. Post kiam la kontraŭvarma ŝildo estis deplojata, t.e. 10 tagojn post lanĉo, la traboj subtenantaj la sekundaran spegulon pivotis por meti ĉi-lastan en ĝian finan pozicion. La radiatoro de la ISIM-modulo enhavanta la instrumentojn poste estis deplojata. Poste la sekvajn tagojn la flankaj segmentoj de la primara spegulo estis laŭliniigitaj kun la centraj segmentoj. Inter T+15 kaj T+24, la pozicio de la 18 segmentoj konsistigantaj la primaran spegulon same kiel tiun de la sekundara spegulo estis alĝustigata en pluraj paŝoj.
La ĉirkaŭsuna orbito
Ĉeloke alveninte, la kosmobservatorio enorbitiĝis ĉirkaŭ la Lagrange-punkto L2. JWST ne estas precize ĉe la punkto L2, kiu ne estas stabila: estas pli facile kaj stabile enigi ĝin en orbito ĉirkaŭ la virtuala punkto L2. Tiam la JWST rondiras ĉirkaŭ la Suno tenante la Teron konstante inter la Suno kaj si (proksimume). La ebeno de sia orbito estas perpendikulara al la Tero-Suno-akso kaj al la ebeno de la ekliptiko. En ĉi tiu orbito, kiun ĝi vojaĝas en ses monatoj kun rapido de ĉirkaŭ 1 km/s, ĝia distanco de la punkto de Lagrange varias inter 250.000 kaj 832.000 km, dum tiu kun la Tero oscilas inter 1,5 kaj 1,8 milionoj da kilometroj. Ĝia maksimuma ekskurso super la ekliptika ebeno estas 520.000 km. La orbito estas kalkulita tiel ke la kosmoteleskopo neniam estas en la projekciita ombro de la Tero por eviti la interrompon de sia nura fonto de energio (la sunpaneloj).
Startigo
La ekfunkciado ne okazas ĝis ses monatoj post lanĉo, ĉar ĝi postulas ke la optika parto kaj instrumentoj estu malaltigitaj al temperaturo kongrua kun infraruĝaj observaĵoj kaj estu kalibritaj. La temperaturo de la JWST komencas malpliiĝi iom post iom post lanĉo. Tri semajnojn poste, la parto de la teleskopo situanta en la ombro de la kontraŭvarma ŝildo (optiko kaj instrumentoj) atingas sian celtemperaturon (40 K). Necesas cent tagoj el la lanĉodato por ke la detektilo de la MIRI-instrumento atingas sian nominalan temperaturon (7 K) danke al sia mekanika malvarmiga sistemo.
Funkciado
La tuta ĉielo ne povas esti observata en difinita momento, ĉar nepras, ke la detektiloj kaj la optika aro estas tute ŝirmitaj de la radiado de la Suno kaj la Tero per la kontraŭvarma ŝildo. La teleskopo povas libere rotacii je 360° ĉirkaŭ la direkto de la Suno, ĉar la efiko de suna radiado sur la kontraŭvarma ŝildo tiam restas senŝanĝa. Aliflanke, donita la grandeco kaj formo de la varmoŝildo, la angulo inter ĝi kaj la direkto de la Suno (suna alteco) devas esti inter -5 ° kaj 40 °. Pro tiu limo, la observebla zono en antaŭfiksita momento reprezentas proksimume 40% de la ĉiela volbo (Hubble 80%). La orbito de JWST ĉirkaŭ la Suno permesas al ĝi fari observojn de la tuta ĉielo dum almenaŭ 100 tagoj ĉiujare. Ĉielaj objektoj pli proksime al la Suno ol la Tero (Venuso, Merkuro, asteroidoj cirkulantaj en ĉi tiu areo) neniam povas esti observataj.
La JWST-a kontrolcentro estas loĝata de la Space Telescope Science Institute (STScI, "Kosmoteleskopa Scienca Instituto"), situanta en Baltimoro, Marilando. Ĉi tiu organizo estas administrita de la Association of Universities for Research in Astronomy (AURA, "Asocio de Universitatoj por Esplorado en Astronomio") nome de NASA. La STScI ankaŭ respondecas pri selektado de la observaĵoj kaj programado de ili. Ĝi plenumas la saman rolon por la Teleskopo Hubble. La interŝanĝoj inter la Tero kaj la kosmoteleskopo estas efektivigitaj per la grandaj parabolaj antenoj de la Deep Space Network-reto de NASA, situanta en Goldstone en Kalifornio, Madrido en Hispanio kaj Kanbero en Aŭstralio. SDRS-sputnikoj, la Kosmocentro Luigi Broglio en Kenjo kaj la ESOC-kontrolcentro en Germanio ankaŭ kutimas konservi permanentan ligon kun la kosmoteleskopo.
La observoj estas programitaj longtempe anticipe kaj estas transdonitaj en la formo de sekvencoj de operacioj okazantaj dum ĉirkaŭ dudek tagoj (tempo inter du orbitaj korektoj), sen la interveno de la surteraj regiloj. Se observado ne povas esti farita (pro direktiĝa malfacileco, ktp.) la planilo de la kosmoteleskopo aŭtomate efektivigas la sekvan observadon. La atendata haveblecprocento (proporcio de tempo fakte dediĉita al observoj) estas pli granda ol 70%. La programita sekvenco de observaĵoj povas esti interrompita ene de 48 horoj por studi neatenditan astronomian okazaĵon kiel ekzemple la apero de supernovao, gamo-radia ekbrilo aŭ kolizio inter du korpoj en la sunsistemo. Ĝis 232 gigabajtoj da datumoj tage estas elsendataj en ĉiutagaj komunikadaj sesioj daŭrantaj tri horojn. Ĉiuj datumoj kolektitaj de la JWST estas konservitaj en la Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST), kiu disponigas ilin al esploristoj kaj publiko. Ĉi tiu sistemo arkivas astronomiajn datumojn kolektitajn en la ultraviola, videbla kaj proksim-infraruĝa radiado, de teraj kaj kosmaj observatorioj administritaj de NASA (Pan-STARRS, Kepler, TESS, Hubble).
En Julio 2022 la unua kolora bildo estis publikigita, "La unua Profunda Kampo de James Webb".
Vivdaŭro
Por atingi siajn sciencajn celojn, JWST estis dizajnata por funkcii dum almenaŭ kvin-kaj-duono jaroj. Male al infraruĝaj observatorioj kiuj antaŭis ĝin, kiel ekzemple Herschel, tiu vivotempo ne estas limigita de la kvanto de kriogena likvaĵo havebla, ĉar ĝiaj detektiloj ne bezonas esti malvarmigitaj al temperaturoj proksimaj al 0 K, sed estas malvarmigataj meĥanike (por MIRI) aŭ pasive. La nuraj limigaj faktoroj estas la eluziĝo de elektronikaj aŭ mekanikaj komponantoj kaj precipe la elĉerpiĝo de la fuzaĵoj uzataj por teni la teleskopon en sia orbito, ĉar ĉi-lasta ne estas tute stabila. JWST enhavas sufiĉe da fuzaĵoj por resti en orbito unuatakse dum almenaŭ 10 jaroj, sed meze de ĝia vojaĝo al L2, inĝenieroj de la NASA reanalizis la trajektorion, kaj malkovris ke dank'al la precizemo de la lanĉilo, la fuzaĵoj ŝparitaj ebligos pli longan vivdaŭron , eble ĝis 20 jaroj.
Kiel la plej multaj kosmoteleskopoj, sed male al la kosmoteleskopo Hubble (ĝis la retiro de la usona kosmopramo), JWST ne povas esti riparita kaj ĝiaj instrumentoj ne povas esti anstataŭigitaj, ĉar ĝia malproksimeco malhelpas ajnan homan intervenon.
Sciencaj celoj
La kosmoteleskopo James-Webb estas dizajnita por kontribui al temoj ĉe la koro de moderna astronomio :
Arkitekturo
Post enorbitigo, la Kosmoteleskopo James Webb estas 8m alta, 21,2 m longa kaj 14,2 m larĝa. Ĝia lanĉmaso estas proksimume 6,173 kg. Ĝi inkludas kvar partojn distribuitajn inter "varma flanko" kaj "malvarma flanko":
La platformo
La platformo de la observatorio James-Webb kunigas la aparatojn, kiuj servas kiel subteno por la funkciado de la kosmoteleskopo. Ĝi estas alkroĉita al la lumigita flanko de la varmoŝildo, proksime de la centro de maso de la kosmoŝipo. Ĝi havas la formon de paralelepipedo 3,5 × 3,5 m flanka kaj proksimume 1,5 m alta. Ĉe la bazo de la platformo (kontraŭ la varmoŝildo) estas la ĉefa propulssistemo de la kosmoteleskopo. La antenoj estas fiksitaj sub ĉi tiuj moduloj, dum la radiatoroj kaj sunpaneloj estas fiksitaj sur la flankoj.
La ĉefaj subsistemoj de la platformo estas :
La kontraŭvarma ŝildo
La kontraŭvarma ŝildo estas longforma seslatera strukturo, 22 metrojn longa kaj 12 metrojn larĝa. Ĝia rolo estas izoli la optikan parton kaj la instrumentojn de la termikaj fluoj venantaj de la Suno, la Tero kaj la Luno. Dum ĝia flanko orientita al la Suno estas alportata al temperaturo de 300 K, ĝi konservas la optikan parton kaj la sciencajn instrumentojn, sen ia aktiva fridiga aparato, je la temperaturo de 40 K, necesa por la funkciado de la infraruĝaj detektiloj kaj la geometria stabileco de la teleskopo. El la 200.000 vato j de potenco ricevitaj, la kontraŭvarma ŝildo nur tralasas 1 vaton.
La kontraŭvarma ŝildo konsistas el kvin disigitaj metaligitaj polimeraj tavoloj, kiuj reflektas varmecon reen en la kosmon. La materialo uzata estas ege maldika por malpliigi ĝian mason: 0,05 mm por la tavolo sub la Suno kaj 0,025 mm por la aliaj. Irante de la ekstera tavolo al la interna tavolo, ĉiu tavolo estas pli malvarma ol la antaŭa. La ŝtofo uzita estas kapton-tipa poliimido kiu restas stabila en tre larĝa gamo de temperaturoj (inter −269 °C kaj +452 °C). Ĉiuj tavoloj ricevas 100 nanometran dikan aluminian tegaĵon, respondecan pri reflektado de varmofluo. La du plej varmaj tavoloj aldone ricevas 50 nanometran silician tegaĵon, kiu permesas flui elektrajn ŝargojn.
La optika parto
La optika parto OTE (Optical Telescope Element) estas konstituita de trispegula anastigmata sistemo, kun fokusa distanco de 131,40 m por relativa truobjektivo de f/20. Tiu speco de teleskopo uzas tri kurbajn spegulojn kiuj disponigas larĝan vidkampon minimumigante la ĉefajn optikajn aberaciojn. La optiko konsistas el primara spegulo 6,5-metra en diametro, sekundara spegulo 74 centimetra en diametro kaj terciara spegulo. La optika parto enhavas ankaŭ la strukturon subtenantan la spegulojn kaj termigan reguligan sistemon konsistantan el radiatoroj.
La primara spegulo
La primara spegulo estas de la segmentita tipo, kun diametro de proksimume 6,5 m kaj maso de 705 kg, por kolekta surfaco de 25,4 m2. La surfaco de la primara spegulo, 5,5 fojojn pli granda ol tiu de Hubble, permesas al la teleskopo kolekti bildon naŭ fojojn pli rapide ol sia antaŭulo. La solva potenco de la teleskopo atingas 0,1 arksekundon en la infraruĝa gamo. Ĝi konsistas el 18 sesangulaj elementoj 1,3m-larĝaj, kiuj ebligas ĝin esti faldita en tri partojn por lanĉo kaj poste deplojita kiam en la kosmo. La segmentoj de la primara spegulo estas alkroĉitaj al rigida strukturo farita el karbona kompozita materialo. Ĉiu segmento estas farita el berilio. Berilio estis elektita ĉar ĝi estas forta, malpeza metalo kun ekstreme malalta dilatkoeficiento ĉe la temperaturoj renkontitaj en kosmo (inter 30 kaj 80K). Ĉiu segmento havas ses movilojn kiuj ebligas ties pozicio kaj orientiĝo alĝustiĝi, same kiel sepan por modifi ĝian kurbradiuson. Ĉi tiuj kontroloj ebligas akiri precizecon pli grandan ol 10 nanometroj.
La surfaco de la primara spegulo, kiel tiu de aliaj JWST-speguloj, estas kovrita per maldika tavolo de oro (dikeco de 100 nm, aŭ 48.25 g por la tuta spegulo). Oro havas la econ de optimume reflekti la parton de la elektromagneta spektro observita per la instrumentoj de la teleskopo: la ruĝo de la videbla spektro kaj la infraruĝa radiado homokule nevidebla. Aliflanke, ĝi reflektas tre malbone la bluon de la videbla spektro. La tre delikata tavolo de oro estas siavice kovrita per maldika tavolo de vitro. Estas ĉi tiu maldika tavolo de oro kiu donas la karakterizan oran koloron al la surfaco de la speguloj.
Telfero de Medellín
Nuntempe 30 000 homoj ĉiutage komutas en la centron trans 9 stacidomoj dum maksimume 15 minutoj. La biletosistemo ebligas al ili la rektan aliron al la metroo de la urbo. La telfero fariĝis samtempe homtaŭga kaj klimatotaŭga urba transportilo: Ĝis la enkonduko de Metrocable tiu ideo mondvaste estis senekzempla.
Helpis al la projektantoj de la telferoj la UN-koncepto por la protektado de la klimato per komercado de rubgasaj emisioj. Per tiuj 2000 tunoj da karbondioksido kiujn pruveble elŝparas la telfera sistemo ĉiujare, Medelino povas vendi emisio-certifikatojn kaj tio garantias al la urbo la necesajn enspezojn por funkciigi kaj plukonstrui la telferan reton ĝis estonte 6 linioj.
Sed la historio pri la klimata ŝanĝo en Medelino ankoraŭ daŭras - supre en la montoj kie nun stacidomoj portas la nomojn de antaŭe kontraŭleĝaj setlejoj: Santo Domingo, Vallejuelos, La Aurora, KTP; konsekvence de la telfero tiaj senplane kreskintaj lokoj subite havas centron. La kvoto da krimoj reduktiĝis danke al infrastrukturaj kaj sociaj realigaĵoj al preskaŭ nulo. Vandalismo apenaŭ okazas.
Intertempe Medelino fariĝas modelo. Ankaŭ en Panamo-urbo, en Karakaso kaj en Rio de Ĵanejro la enspezoj el protektado de la klimato el telfero devos kunfinanci la urban disvolvon.
Kosmoteleskopo James Webb
La sekundara spegulo
La sekundara spegulo estas cirkla konveksa spegulo kun diametro de 0,74 metroj kiu koncentras la lumon de la primara spegulo kaj resendas ĝin al la terciara spegulo. Ĝi estas suspendita super la primara spegulo, per stativa strukturo, faldita laŭ la primara spegulo por la lanĉo. La orientiĝo de la spegulo el berilio povas esti ĝustigita uzante ses movilojn laŭ ses gradoj de libereco.
Ceteraj elementoj
La cetero de la optika parto (After Optics) konsistas el la fiksa terciara spegulo kaj el movebla precizeca spegulo (FSM). La terciara spegulo estas de la nesfera konkava tipo kaj de longforma formo (0,73 × 0,52 m). Ĝi sendas la kolektitan radiadon reen al la FSM, korektante aberaciojn, por disponigi kvalitan bildon super la tuta vidkampo. La FSM estas plata spegulo kiu stabiligas la bildon dum sciencaj observaĵoj. Kiam ili okazas, ĝia pozicio estas konstante alĝustigita en du dimensioj por kontraŭstari la movojn de la teleskopo detektitaj per la sinten-kontrolsistemo. Masko ĉe la rando de la FSM reduktas devagan radiadon.
Instrumentoj
La teleskopo estas provizita per kvin instrumentoj, kiuj estas kunmetitaj en strukturo alkroĉita al la malantaŭo de rako de la primara spegulo kaj formas la ISIM (Integrated Science Instrument Module, Integrata Scienc-Instrumenta Modulo).
Kamerao NIRCam
NIRCam estas larĝkampa fotilo funkcianta en la proksima infraruĝa de 0,6 ĝis 5 mikrometroj. La fotilo havas du preskaŭ identajn subarojn kiuj kovras apudajn partojn de ĉielo je 44 arkaj sekundoj dise. La optika kampo de ĉiu el ĉi tiuj moduloj estas 2.2 × 2.2 minutoj da arko. Unu el la du instrumentoj kovras ondolongojn inter 0,6 kaj 2,3 µm (mallongaj ondoj), la alia inter 2,4 kaj 5 µm. La instrumento havas korongrafian reĝimon por bildigi tre malhelajn objektojn, proksimajn de tre helaj lumfontoj, kiel ekstersunsistemaj planedoj aŭ derompaĵdiskoj. La instrumento ankaŭ povas elfari rapidan bildigon sur malgrandaj surfacoj, same kiel senfendan spektroskopion en la 2.4-5 μm spektra bendo kun R-rezolucio de proksimume de 1700.
NIRCam estas evoluigita fare de teamo de la Universitato de Arizono kaj la Lockheed Martin Advanced Technology Center.
Spektrometro NIRSpec
NIRSpec (Near-InfraRed Spectrometer, Proksim-InfraRuĝa Spektrometro) estas spektrometro funkcianta en la proksima infraruĝa radiado de 0,6 ĝis 5,3 µm. Ĝi estas optimumigita por la observado de tre malproksimaj, mallumaj galaksioj kaj multaj kompaktaj lumfontoj.
NIRSpec estas disponigita fare de la Eŭropa Kosma Agentejo kaj ĝia fasonado estas kontrolita fare de la Eŭropa Centro pri Kosmaj Esploro kaj Teknologio (ECKET) en Nederlando. La ĉefa provizanto estas la establado de Airbus Defendo kaj Kosmo en Ottobrunn, Germanio. Detektiloj kaj mikro-obturatorsistemo estas disponigitaj fare de NASA-a Kosmofluga Centro Goddard.
Kamerao / Spektrometro MIRI
MIRI (en la angla: Mid InfraRed Instrument, Mez-InfraRuĝa Instrumento) estas spektrobildilo konsistanta el fotilo (MIRIM) kaj el spektrometro (MRS) kiu funkcias en la mez-infraruĝa radiado (5 ĝis 28 µm). La instrumento devus precipe ebligi fotojn kaj spektrojn de junaj ekstersunsistemaj planedoj kaj ilia atmosfero, identigi kaj karakterizi la unuajn galaksiojn en la Universo kaj analizi la varmajn polvon kaj molekulajn gasojn de junaj steloj kaj praplanedaj diskoj.
Por funkcii, ĝi estas malvarmigita al 7 K per ege efika mekanika kriostato, evoluigita sub la respondeco de la Jet Propulsion Laboratory (JPL), kiu malvarmigas heliumon al 6 K.
La Mez-InfraRuĝa Instrumento (MIRI) estas provizita de la Eŭropa Kosma Agentejo. Ĝi estas konstruata de konsorcio de laboratorioj el dek eŭropaj landoj, kunordigita de la Edinburga Observatorio en Skotlando.
Bildilo NIRISS
NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph, Proksim-Infraruĝa Bildilo kaj Senfenda Spektrografo) estas spektroskopio havigita de la Kanada Kosma Agentejo.
Precizeca gvidsistemo FGS
La FGS (Fine Guidance System) estas precizeca gvidsistemo, kiu plenumas tri funkciojn:
La FGS estas havigita de la Kanada Kosma Agentejo.
Notoj
.
NGC 1746
NGC 1746 (alia indiko — OCL 452) estas grupo de steloj en konstelacio Taŭro.
Ĉi tiu objekto estis jam en la originala versio de NGC-katalogo.
La Fueva
La Fueva (A Fueva) estas municipo de Hispanio, en la sudoriento de la komarko Sobrarbe (kies ĉefurboj estas Boltaña kun Aínsa) apartenanta al la nordo de la Provinco Huesko (regiono Aragono).
En la loko, krom la hispanan, oni parolas variaĵon de la aragona lingvo nome "fovano".
Geografio
La municipa teritorio de La Fueva estas en la sudorienta pinto de la komarko Sobrarbe, lime norde kun Plan, okcidente kun El Pueyo de Araguás kaj Aínsa-Sobrarbe, kaj sude kun Palo kaj Abizanda. La municipo enhavas la loĝlokojn Alueza, Aluján, Arasanz, Atiart, Buetas, Caneto, Charo, Clamosa, El Cotón, El Mediano, El Pocino, El Sotero, Formigales, Fosado, Fuendecampo, Fumanal, Humo de Muro, Humo de Rañín, Lacabezonada, La Corona, La Jantigosa, La Lecina, La Mula, Lapenilla, La Plana, Latorre, Lavilla, Mediano, Ministerio, Moliniás, Morillo de Monclús, Muro de Roda, Pallaruelo de Monclús, Pamporciello, Rañín, Salinas de Trillo, Samitier, Samper, San Juan, Solanilla, Solipueyo, Tierrantona, Trillo kaj Troncedo.
Tierrantona estas la ĉefa kerno de la municipo (127 loĝantoj en 2005), same kiel la sidejo de la municipo La Fueva. Tiu kerno estas ĉe la enfluejo de la rivero Ussía en La Nata, aksa rivero de la valo de la Fueva kaj alfluanto de la rivero Cinca en Banastón (Aínsa-Sobrarbe). La etendo de la valo kaj ebeneca tereno rezultis en tre loĝata areo, sed formita de malgrandaj setlejoj kaj familiaj bienoj, anstataŭ grandaj loĝlokoj. Tial multaj de tiuj lokoj (inklude tiujn nun abandonitajn) posedas proprajn preĝejojn aŭ kapelojn, kio atestas pri la arta riĉeco de la teritorio.
La loĝloko Tierrantona mem (634 msm) estas je 108 km nordoriente de Huesca, alirebla laŭ ŝoseo A-2206 el apuda Palo sude kaj Aínsa nordokcidente.
Historio
La municipo La Fueva devenas de la kuniĝo inter ĝistiamaj municipoj Tierrantona kaj Fuendecampo, okazinta en 1999. La teritorio de Tierrantona inkludis siavice la iamajn municipojn Clamosa, Morillo de Monclús, Muro de Roda (centre en El Humo de Muro) kaj Toledo de Lanata (centre en San Juan). La nomo de la municipo devenas rekte de la valo La Fueva, en kiu ĝi estas. Kun la municipoj samkomarka Palo, kaj Foradada del Toscar (apartenanta al Ribagorza) ĝi formas tiun «valon» aŭ antaŭmontaran depresion ĉe la montaro Sierra Ferrera.
Historie, La Fueva estis komarko geografie kaj administracie sendependa kaj de Sobrarbe kaj de Ribagorza, kun kiuj ĝi limis, sed je la disvolvigo de la moderna komarkigo de Aragono, oni apartigis ĝian okcidentan parton (kun Tierrantona kiel ĉefa kerno) disde ĝia orienta parto (kun Foradada del Toscar kiel ĉefurbo), apartenanta la unua administracie al la komarko Sobrarbe, dum la dua restis ĉe Ribagorza. Tamen la sobrarbea areo de la valo estas pli ampleksa, ĉar ĝi inkludas la municipojn Palo kaj La Fueva propre dirite.
La plej frua mecio de Tierrantona estas de 1076, kaj en 1102 Petro la 1-a de Aragono donacis preĝejon. Laŭ historiisto Agustín Ubieto Arteta, la loknomo Tierrantona aperas en dokumentoj de 1102, kun nomo de kastelo (Murel de Terranthona) kion li mem identigis kiel aktuala Morillo de Monclús. ​
Dum la Hispana Enlanda Milito la areo suferis pro operacoj kadre de la epizodo nomita de la Bolsa de Bielsa en majo kaj junio 1938, dum la respublikanoj rezistis kontraŭ duoble multnombraj fortoj; finfine ili povis pasi al Francio.
Mediano dokumentita el 1055 estis inundita de akvorezervejo en 1969, malmultaj lokanoj akceptis novan setlejon kaj fine de la 1970-aj jaroj militistaj manovroj detruis restaĵojn.
Multaj loĝlokoj de la areo perdis loĝantaron laŭlonge de la 20-a jarcento pro rura elmigrado, kaj same ĉe El Pueyo de Araguás mem kie oni malaltiĝis el 490 loĝantoj en 1930 ĝis nunaj 168 loĝantoj (2022).
Aktualo
La loka ekonomio evoluis el la tradiciaj montaraj agrikulturo kaj brutobredado (ŝafoj, kaj ĉefe bovoj) al forstado, natura, sporta, kultura kaj rura turismo.
Ĉefaj vidindaĵoj estas jenaj:
Observatorio de la Unio
La Observatorio de la Unio (angle Union Observatory) estis astronomia observatorio en Johanesburgo (Sud-Afriko). Ĝia MPC-kodo estas 078. La kavartalo, kie ĝi estis establita ricevis la nomon "Observatory".
Tiame, la sud-afrika registaro decidis grupi la tutan astronomian esploron en unu organizaĵo : la Sud-Afrika Astronomia Observatorio (angle South African Astronomical Observatory aŭ SAAO) en Kaburbo kun observa stacio en Sutherland (Norda Kablando), kien la ĉefaj instrumentoj, kiel tiuj de la Observatorio Radcliffe en Pretorio estis transportitaj.
La Observatorio de la Unio ricevis plurajn nomojn
Ĝiaj direktoroj estis
Hidroĥorio
Hidroĥorio aŭ akvoĥorio estas unu el la disvastigmeĥanismoj de plantaj diasporoj pere de akvo. Ĝi estas tre efika meĥanismo, ĉar pere de akvo la disvastigo povas okazi tre longdistance. La plantoj ofte estas mem akvoplantoj aŭ kreskas rande de akvo. Sed speciale el la grupo de la ombroĥoriaj plantoj, kiuj uzas la pluvakvon por disigi, kelkaj taksonoj kreskas ankaŭ fore de akvejoj ĝis ene de dezerto.
Oni distingas jenajn grupojn:
Observatorio de la Unio
En 2003, la "South Afican Agency for Science and Technology Advancement" (SAASTA) akiris la Observatorion de la Unio en 2003 kaj renovigis tiun ejon por aranĝi plurfakan interaktivan edukan instalaĵo de eduko pri astronomio kaj inĝenierarto, kiu malfermis al la publiko en 2008.
Hidroĥorio
Naŭtoĥorio
La naŭtoĥorio aŭ disvastigo per akvodrivo de akvoplantoj aŭ plantoj apud akvobordo. La diasporoj de tiuj plantoj ofte estas tre rezistaj kaj estas ĝermkapablaj ĝis 15 jaroj. Konata estas la kokoso (Cocos nucifera). Tiu drupfrukto havas ĉiun necesan por longa vojaĝo kaj povas drivi de suda Hindio ĝia suda Ameriko restante ĝermkapabla. La fibra mezokarpo servas kiel skusorbilo kaj la epikarpo kiel barilo por jonoj (salakvo). Ankaŭ la plej granda frukto de la mondo, la sejŝela palmo (Lodoicea sychellarum) disvastiĝas naŭtoĥorie, sed ne estas tiam rezista kiel kokoso.
Bitisoĥorio aŭ reoĥorio
Bitisoĥorio aŭ reoĥorio estas la disvastigado de la diasporoj helpe de la fluado de rojoj kaj riveroj. La disporoj ofte estas vezikformaj, ekzemple la Nuphar lutea aŭ enhavas naĝhiston (malpeza specifa denseco) ekzemple Caltha palustris.
Eksteraj ligiloj
Drift Seeds and Drift Fruits
Yuta Shimozawa
Yuta Shimozawa (下澤 悠太, n. ) estas japana futbalisto.
Li ekde la jaro 2020 futbalas ĉe la unua vira teamo de la klubo Blaublitz Akita.
Gramatiko de la angla
Gramatiko de la angla estas la maniero kiel signifoj estas koditaj per vortigoj en la angla lingvo. Ĉi tio inkludas strukturojn de vortoj, sintagmoj, propozicioj, frazoj, kaj la strukturon mem de kompletaj tekstoj.
Ekzistas varioj historiaj, sociaj, kulturaj, kaj regionaj de la angla lingvo. Por devioj de la gramatiko priskribita ĉi tie, vidu je dialektoj de la angla lingvo.
Moderna angla estas larĝe abandoninta sian fleksian kazsistemon favore al analizaj konstruoj. La personaloj retenas morfologian kazon pli ol aliaj vortklasoj, kies funkcion indikas vortordo, prepozicioj, kaj la posesivo.
Vortklasoj komune distingitaj en la angla estas naŭ: substantivoj, determinativoj, pronomoj, verboj, adjektivoj, adverboj, prepozicioj, konjunkcioj kaj interjekcioj.
Vortklasoj kaj frazoj
Substantivoj, verboj, adjektivoj, kaj adverboj formas apertan klason, t.e. klasoj kiuj volonte akceptas novajn membrojn; la aliaj klasoj estas konsideritaj kiel fermitaj. Interjekcioj ne estas traktataj ĉi tie ĉar ili ne formas parton de propozicio nek strukturon de frazo.