cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Päikesesüsteemi teke ja areng
Planeetide teke
T Tauri tüüpi tähtedel nagu noorel Päikesel on palju tugevam tähetuul kui vanematel stabiilsematel tähtedel. Arvatakse, et Uraan ja Neptuun moodustusid pärast Jupiteri ja Saturni, kui tugev päikesetuul oli suure osa kettast ära puhunud. Seetõttu sisaldavad Uraan ja Neptuun vähe vesinikku ja heeliumi – mõlemad vähem kui 1 Maa massi jagu. Mõnikord nimetatakse Uraani ja Neptuuni ka ebaõnnestunud tuumadeks. Tekketeooriate peamiseks mureks on planeetide tekke ajavahemik. Tänapäevases asukohas oleks tuumade teke võtnud aega sadu miljoneid aastaid. See tähendab, et Uraan ja Neptuun moodustusid ilmselt Päikesele lähemal või isegi Jupiteri ja Saturni vahel ning liikusid või tõugati hiljem kaugemale. Planetesimaalide ajastul ei liikunud aine ainult Päikesest kaugemale; kosmoseaparaadi Stardust komeedilt Wild 2 võetud proov vihjab sellele, et Päikesesüsteemi tekke alguses liikus Päikesesüsteemi soojast siseosast ainet Kuiperi vöösse.
Umbes 3–10 mln aasta möödudes puhus noore Päikese tuul kogu protoplanetaarse ketta gaasi ja tolmu tähtedevahelisse keskkonda, mistõttu planeetide kasv lõppes.
Edasine areng
pisi|200 px|Kunstniku kujutus [[hiiglaslikust kokkupõrke hüpotees|hiiglaslikust kokkupõrkest, mida peetakse Kuu tekkepõhjuseks]] Algselt arvati, et planeedid moodustusid tänapäevastel orbiitidel või nende lähedal. 20. ja 21. sajandil aga see arvamus muutus. Tänapäeval arvatakse, et Päikesesüsteem nägi kohe pärast teket väga teistsugune välja: siseosas oli mitu Merkuuriga sama massiivset taevakeha, välisosa oli palju väiksem kui praegu ja Kuiperi vöö paiknes Päiksele palju lähemal.
Kiviplaneedid
Planeetide tekke ajastu lõpul asus Päikesesüsteemi siseosas 50–100 Kuu- kuni Marsi-suurust protoplaneeti. Taevakehade kasv oli võimalik ainult seetõttu, et need põrkusid üksteisega ligikaudu 100 mln aasta jooksul kokku. Protoplaneedid olid üksteisega gravitatsioonilises vastastikmõjus, mistõttu kasvasid neist kokkupõrgete tulemusel välja tänapäevased neli kiviplaneeti. Arvatakse, et ühe sellise suure kokkupõrke tagajärjel tekkis Kuu ja teine põhjustas noort Merkuuri ümbritseva aine kadumise.
Asteroidide vöö
Päikesest 2–4 aü kaugusel asuvat piirkonda kutsutakse asteroidide vööks. Algselt oli asteroidide vöös oleva aine kogus piisav, et sellest oleks saanud moodustuda vähemalt 2–3 Maa-sarnast planeeti, ja asteroidide vöös moodustuski suur hulk planetesimaale. Hiljem põrkusid planetesimaalid omavahel kokku ja tekkis 20–30 Kuu-Marsi-suurust protoplaneeti. Jupiteri tekkimine 3 mln aastat pärast Päikese teket avaldas aga asteroidide vööle suurt mõju. Orbitaalresonantsid Jupiteri ja Saturniga on just asteroidide vöös väga tugevad ja gravitatsiooniline vastastikmõju tõttu suurte protoplaneetidega läksid suure hulga planetesimaalide orbiidid Jupiteri ja Saturniga resonantsi. Jupiteri gravitatsioon suurendas nende taevakehade kiirust, mistõttu teiste taevakehadega kokkupõrkamise korral need ühinemise asemel purunesid.
Jupiteri liikumisel Päikesele lähemale kasvas asteroidide vöös resonantsis olevate taevakehade arv ja tõusis nende liikumiskiirus üksteise suhtes. Resonantside kumulatiivse mõju tõttu lahkusid protoplaneedid asteroidide vööst või suurenes nende orbiidi kalle ja ekstsentrilisus. Mõne massiivse protoplaneedi tõukas Jupiter eemale, mõni aga liikus Päikesesüsteemi siseosasse ja oli osaline kiviplaneetide tekke viimases osas. Asteroidide vöö tühjenemise järel oli piirkonna kogumass vähem kui 1% Maa massist ja koosnes peamiselt väikestest planetesimaalidest. See väärtus on siiski suurem kui peamise vöö tänapäevane mass, milleks on ligikaudu 1/2000 Maa massi. Arvatakse, et Jupiteri ja Saturni lühiajalise 2:1 orbitaalresonantsi ajal toimus asteroidide vöö teine tühjenemine.
Maa omandas oma vee (~6 × 1021 kg) varasest asteroidide vööst ilmselt hiidplaneetide mõju tõttu. Vesi on liiga kergesti lenduv, et oleks võinud olla Maa tekke ajal selle läheduses, mistõttu pärineb see Päikesesüsteemi kaugemast ja külmemast piirkonnast. Vesi saabus ilmselt protoplaneetide ja väikeste planetesimaalidega, mille Jupiter asteroidide vööst välja tõukas. Lisaks peetakse võimalikuks vee allikaks asteroidide vööst 2006. aastal avastatud taevakehi, mis teatud osal oma orbiidil käituvad kui komeedid. Kuiperi vöös või kaugemal asuvad komeedid aga pole Maale toonud rohkem kui ligikaudu 6% siin leiduvast veest. Panspermia hüpoteesi kohaselt võis ka elu sattuda Maale sama moodi, kuid see ei ole laialdaselt tunnustatud selgitus.
Planeetide liikumine tänapäevastesse asukohtadesse
Nebulaarhüpoteesi järgi on Päikesesüsteemi kaks viimast planeeti vales kohas. Udukogu väikese tiheduse ja pikema tiirlemisperioodi tõttu on väga ebatõenäoline, et Uraan ja Neptuun tekkisid praeguses asukohas. Seetõttu arvatakse, et mõlemad planeedid moodustusid Jupiteri ja Saturni orbiitide lähedal, kus oli rohkem ainet, ja liikusid sadade miljonite aastate jooksul Päikesest kaugemale tänapäevastele asukohtadele. pisi|400px|Simulatsioon asteroidide vöö taha jäävatest planeetidest ja Kuiperi vööst: a) enne kui Jupiter ja Saturn saavutasid 2:1 resonantsi; b) pärast Kuiper vöö taevakehade hajumist Neptuuni orbiidi muutumise järel; c) pärast Kuiper vöö taevakehade väljatõukamist Jupiteri poolt Kaugemate planeetide liikumine seletab ka Päikesesüsteemi välisosade olemasolu ja omadusi. Neptuunist kaugemal asub Kuiperi vöö, hajusketas ja Öpiku-Oorti pilv, mis on kolm jäiste taevakehadega hõredalt asustatud piirkonda, kust arvatakse pärinevat suurem osa vaadeldavatest komeetidest. Kauguse tõttu Päikesest oli nendes piirkondades aine tihedus liiga väike ja akretsioon liiga aeglane, et enne udukogu hajumist oleks võinud planeete moodustuda. Kuiperi vöö asub Päikesest 30–55 aü kaugusel, hajusketta ulatus on kuni 100 aü ja Öpiku-Oorti pilv algab umbes 50 000 aü juures. Algselt oli Kuiperi vöö aga palju tihedam ja Päikesele lähemal, lõppedes umbes 30 aü juures. Selle algus oli Uraani ja Neptuuni orbiitide juures, mis olid moodustumise ajal omakorda Päikesele lähemal (kõige tõenäolisemalt vahemikus 15–20 aü) ja paiknesid üksteise suhtes vastastikku (kusjuures Uraan oli Päikesest kaugemal kui Neptuun). Nice’i mudeli järgi muutusid Päikesesüsteemi tekke järel suure hulga allesjäänud planetesimaalide mõju tõttu aegamisi kõigi hiidplaneetide orbiidid. 500–600 mln aasta pärast (umbes 4 mld aastat tagasi) tekkis Jupiteri ja Saturni vahel 2:1 resonants, mis tähendab, et Jupiter tegi kaks tiiru ümber Päikese sama ajaga kui Saturn tegi ühe tiiru. Resonantsi tõttu tõugati kaugemal asuvaid planeete Päikesest kaugemale, mistõttu Neptuun möödus Uraanist ja liikus iidsesse Kuiperi vöösse. Neptuun ja Uraan tõukasid suurema osa väikestest jäistest taevakehadest Päikesele lähemale ja liikusid ise samal ajal Päikesest kaugemale. Planetesimaalid tõukasid seejärel järgmised planeedid Päikesest kaugemale ja liikusid ise aina Päikesele lähemale. See jätkus, kuni planetesimaalid jõudsid Jupiteri gravitatsiooni mõjualasse, mille tõttu muutusid nende orbiidid äärmiselt elliptiliseks või tõugati need üldse Päikesesüsteemist välja. Jupiter liikus selle tulemusena aga Päikesele pisut lähemale. Taevakehad, mille Jupiter Päikesesüsteemist välja tõukas, moodustasid Öpiku-Oorti pilve, Neptuuni hajutatud taevakehad moodustasid praeguse Kuiperi vöö ja hajusketta. See selgitab Kuiperi vöö ja hajusketta tänapäevast väikest tihedust. Mõni hajutatud taevakeha, nagu näiteks Pluuto jäi gravitatsiooniliselt seotuks Neptuuni orbiidiga. Hõõrdumine planetesimaalide kettas muutis Uraani ja Neptuuni orbiidi lõpuks taas ringikujuliseks.
Vastupidi hiidplaneetidele arvatakse, et kiviplaneedid ei ole esialgselt asukohast kuigi palju mujale liikunud, kuna nende orbiidid on stabiilseteks jäänud.
Veel üks selgitust vajav asjaolu on Marsi väike suurus võrreldes Maaga. Ameerika Ühendriikides San Antonios Texase osariigis asuv Southwesti Teadusuuringute Instituut avaldas 6. juunil 2011 hüpoteesi, mille kohaselt liikus Jupiter 1,5 aü võrra Päikesele lähemale. Lisaks väidab hüpotees, et pärast Saturni moodustumist, Päikesele lähemale liikumist ning Saturni ja Jupiteri vahelise resonantsi teket liikusid mõlemad planeedid tagasi praegustesse asukohtadesse. Jupiter oleks seega võtnud endale suure osa ainest, mille arvel oleks saanud kasvada Marsi mass. Sama simulatsiooniga oli võimalik taasluua tänapäevase asteroidide vöö omadusi, sealhulgas kuivade asteroidide ja komeetidega sarnanevate vett sisaldavate taevakehade olemasolu. Eri hinnangute põhjal on siiski ebatõenäoline, et tingimused udukogus oleks võimaldanud Jupiteril ja Saturnil tagasi praegustesse asukohtadesse liikuda. Marsi väikest massi on lisaks seletatud ka teiste põhjustega.
Suur Hiline Pommitamine ja sellele järgnenud aeg
pisi|vasakul|[[Barringeri kraater Arizona osariigis Ameerika Ühendriikides. Impaktstruktuur tekkis 50 000 aastat tagasi, kui Maaga põrkas kokku 50 m läbimõõduga impaktor, mis näitab, et akretsioon ei ole Päikesesüsteemis veel lõppenud]] Kaugemate planeetide gravitatsiooni tõttu liikus suur hulk asteroide Päikesesüsteemi siseosasse, kuni Kuiperi vöö tihedus langes tänapäevasele tasemele. See võis umbes 4 mld aastat tagasi ehk 500–600 mln aastat pärast Päikesesüsteemi teket põhjustada Suure Hilise Pommitamise. See ajajärk kestis sadu miljoneid aastaid ja selle tõestuseks on siiamaani nähtavad impaktstruktuurid Päikesesüsteemi siseosa geoloogiliselt surnud taevakehadel, nagu näiteks Kuul ja Merkuuril. Kõige varasem tõend elust Maal pärineb ajast 3,8 mld aastat tagasi, mis jääb aega kohe pärast Suure Hilise Pommitamise lõppu.
Taevakehade kokkupõrkeid peetakse Päikesesüsteemi arengu korrapäraseks (tänapäeval küll aga harva esinevaks) osaks. Nende jätkuva toimumise tõestuseks on komeedi Shoemaker-Levy 9 kokkupõrge Jupiteriga 1994. aastal, Jupiteri impaktsündmus 2009. aastal, Tunguusi katastroof, Tšeljabinski meteooriplahvatus ja USA Arizona osariigis paiknev Barringeri kraater. Akretsioon ei ole seetõttu lõppenud ja võib ikka veel elu Maal ohustada.
Päikesesüsteemi arengu käigus tõukasid hiidplaneedid komeedid Päikesesüsteemi siseosast tuhandete aü kaugusele, kus need moodustasid Öpiku-Oorti pilve. Umbes 800 mln aasta möödudes hakkas pilv galaktiliste loodete, mööduvate tähtede ja hiiglaslike molekulaarpilvede mõjul tühjenema, kui komeedid tagasi Päikese poole liikusid. Päikesesüsteemi arengut paistis mõjutavat ka päikesetuule, mikrometeoriitide ja tähtedevahelise keskkonna osade põhjustatud kosmosemurenemine.
Asteroidide vöö arengut pärast Suurt Hilist Pommitamist mõjutasid peamiselt kokkupõrked. Suure massiga kehadel on piisavalt tugev gravitatsioon, et hoida enda küljes tugeva kokkupõrke järel purunenud aine. Asteroidide vöös tavaliselt seda ei juhtu. Seetõttu on mitu suurt taevakeha purunenud ja mõnikord on väikeste kokkupõrgete tagajärjel moodustunud uusi taevakehi. Mõne asteroidi kaaslase olemasolu on võimalik seletada ainult emakehast eemale lennanud aine kogunemisega.
Kaaslased
Suurem osa planeetide ja teise Päikesesüsteemi taevakehade ümber tiirlevad kaaslased. Need on tekkinud kolmel võimalikul viisil:
Jupiteril ja Saturnil on mitu suurt kuud, nagu näiteks Io (kuu), Europa, Ganymedes (kuu) ja Titan, mis võivad olla tekkinud planeetide ümber paiknenud kettast nagu planeedid moodustusid Päikese ümber asunud kettast. Sellisele tekkemoodusele viitab kaaslaste suur suurus ja lähedus planeedile. Kaaslase kinnipüüdmisel on neid omadusi võimatu saavutada ja planeetide gaasilise koostise tõttu on kaaslaste tekkimine kokkupõrgete tulemusel ebatõenäoline. Hiidplaneetide väliskaaslased on tavaliselt väikesed ning ekstsentrilise orbiidi ja juhusliku telje kaldega. Sellised tunnused on omased kinnipüütud taevakehadele. Suurem osa neist kaaslastest tiirleb emaplaneedi pöörlemisega vastupidises suunas. Kõige suurem ebakorrapärane kaaslane on Neptuuni kaaslane Triton, mida peetakse Kuiperi vööst pärinevaks kinnipüütud taevakehaks.
Pildikivi
pisi|200px|[[Stora Hammars'i kivid|Stora Hammarsi I kivi]] Pildikivi on germaani rauaajal (400–800 pKr) või viikingiajal (8. sajandi lõpust 11. sajandi keskpaigani) Skandinaavias ja eriti Gotlandi saarel püstitatud kaunistatud kiviplaat (tavaliselt lubjakivist). Tänapäeval on teada rohkem kui 400 pildikivi asukoht. Kõik need kivid püstitati tõenäoliselt kui mälestuskivid, kuid harva haudade juurde. Mõned neist on paigutatud sildade juurde ja teedele, kus neid võisid näha paljud inimesed.
Pildikivid erinevad ruunikividest peamiselt selle poolest, et sõnum antakse edasi ruunide asemel piltidena. Mõnedel pildikividel leidub ka ruunikirjas tekst, kuid see ei sisalda rohkem teavet kui andmed selle kohta, kellele kivi pühendatud oli. Kuna tekstilised selgitused puuduvad, on pildikive sellest tulenevalt keeruline tõlgendada Sarnaseid Šotimaal leiduvad kive tuntakse piktide kividena.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Tulevik
Astronoomid arvavad, et Päikesesüsteem ei muutu oluliselt enne, kui Päike on peaaegu kogu vesinikuvaru sünteesinud heeliumiks ja muutunud peajada tähest punaseks hiiuks. Päikesesüsteemi areng jätkub aga ka pärast nende sündmuste toimumist.
Pildikivi
Rühmad
Kivide dateerimine põhineb nende kujude ja kaunistuste kohta läbi viidud uurimustel. Nende järgi leidub kolm erineva esteetika, asukohtade ja eesmärkidega kivide rühma.
5.–7. sajand
Esimene rühm pildikive valmistati vahemikus 5.–7. sajandini. Need on kujult sirged ja nende ülaosale on antud kirve serva kuju. Kaunistused on tavaliselt keerdjoontega mustrite ja spiraalidega ringikujulised vormid, kuid lisaks leidub neil laevade, inimeste ja loomade kujutisi. Need vanemad kivid püstitati tavapäraselt küll hauaväljade piiresse, kuid siiski mitte haudadele.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Pikaaegne stabiilsus
Kaugemale jäävate planeetide orbiidid on pikemat aega kaootilised, nende Ljapunovi aeg jääb vahemikku 2–230 mln aastat. See tähendab, et planeedi asukohta orbiidil on võimatu kindlalt ennustada (näiteks talve ja suve aeg ei ole teada), kuid mõnel juhul võivad hoopis orbiidid ise väga suuresti muutuda. Selline kaos avaldub orbiidi ekstsentrilisuse muutumise kaudu.
Pildikivi
6.–8. sajand
Teine kivide rühm pärineb vahemikust 6.–8. sajandini ja tegemist on väikeste stiliseeritud mustritega kividega. pisi|Detail [[Tjängvide pildikivil olevast pildist, mis kujutab Sleipniri seljas ratsutavat Odinit Valhallasse sisenemas]]
Päikesesüsteemi teke ja areng
Pikaaegne stabiilsus
Päikesesüsteem on selles mõttes stabiilne, et ükski planeetidest ei põrka ilmselt teisega kokku või seda ei tõugata süsteemist järgmise paari miljardi aasta jooksul välja. Viie miljardi aasta möödudes võib aga Marsi ekstsentrilisus kasvada väärtuseni 0,2, mis tähendab, et see ristuks Maa orbiidiga ja kokkupõrke tõenäosus suureneb. Samal ajaskaalal võib kasvada Merkuuri ekstsentrilisus ja lähedane möödumine Veenusest võib selle Päikesesüsteemist välja tõugata või põhjustada kokkupõrke Veenuse või Maaga.
Pildikivi
8.–12. sajand
Kolmandasse rühma kuuluvad kivid valmistati vahemikus 8.–12. sajandini. Sellesse rühma kuuluvad kivid on pikad, neil on nn "kaelaosa" ja pikk vibukujuline profiil. Nendel olevate kaunistuste hulka kuulub rikkalik valik pilte: ruuduliste purjedega laevad ja kõikvõimalikes tegevustes inimfiguurid. Nende servad on sageli kaunistatud erinevate palmikutega mustritega. Paljud stseenid kujutavad ohverdamisi ja lahinguid ning üks väga levinud stseen kujutab ratsutavat meest, keda tervitab joogisarve hoidev naine. Kividel olevad pildid esindavad suurt hulka legende ja müüte. Mõnedel kividel on võimalik tuvastada skandinaavia mütoloogial põhinevaid illustratsioone, kuid enamasti ei ole piltide taga olevad lood kirjalikul kujul säilinud.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Kaaslaste-rõngaste süsteemid
Kaaslasesüsteemi arengut juhivad loodejõud. Kaaslane põhjustab gravitatsioonijõu erinevuse tõttu mööda suuremat taevakeha selle kujus muutusi. Kui kaaslane pöörleb suurema taevakehaga samas suunas ja viimane pöörleb kaaslase tiirlemisperioodist kiiremini, tõmmatakse suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerust pidevalt kaaslasest ettepoole. Sellisel juhul kandub impulsimoment suurema taevakeha pöörlemiselt kaaslase pöörlemisele. Kaaslase energia suureneb ja see liigub järk-järgult suuremast taevakehast kaugemale, samas kui viimane pöörleb aina aeglasemalt. Selle näiteks on Maa ja Kuu. Tänapäeval on Kuu Maaga gravitatsiooniliselt seotud ja alati Maa suunas sama poolega pööratud, kuna teeb ühe tiiru ümber Maa umbes sama ajaga kui ühe pöörde ümber oma telje (umbes 29 päevaga). Kuu liigub pidevalt Maast kaugemale ja Maa pöörleb aina aeglasemalt. Kui Maa ja Kuu elavad üle Päikese paisumise, teeb Kuu 50 mld aasta pärast ühe tiiru ümber Maa umbes 47 päevaga ja nii Kuu kui Maa teevad ühe pöörde ümber oma telgede sama ajaga, mistõttu on kumbagi taevakeha näha ainult ühelt poolkeralt. Sama nähtuse näiteks on veel Jupiteri Galilei kuud (ja ka mitu Jupiteri väiksemat kaaslast) ja suurem osa Saturni suurtest kaaslastest.
Pildikivi
8.–12. sajand
Pildikivid on oluline allikas laevade ja nende purjedega seonduva kohta, täiendades arheoloogide leitud andmeid. Lisaks saab neilt teavet selleaegse relvastuse, vankrite ja saanide kohta. Selle rühma hiliseimatel kividel on eraldi ülemine väli, kus on sarnaselt ruunikividega kujutatud stiliseeritud ristide ja lohedega mustreid. Need kivid püstitati tavaliselt teedele ja sildade juurde nähtavasse kohta.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Kaaslaste-rõngaste süsteemid
pisi|[[Voyager 2 foto Neptuunist koos kaaslasega Triton, mille orbiit liigub lõpuks üle Neptuuni Roche 'i piiri, mistõttu võib Triton puruneda ja moodustuda uus rõngassüsteem]] Kui kaaslane tiirleb suurema taevakeha ümber kiiremini kui viimane pöörleb enda telje ümber või pöörleb kaaslane taevakehaga vastupidises suunas, on olukord teine. Esimesel juhul liigub suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus kaaslasest tagapool. Impulsimomendi ülekandumise suund on vastupidine ja seega kasvab suurema taevakeha pöörlemiskiirus, samas kui kaaslane liigub suuremale taevakehale lähemale. Teisel juhul on suurema taevakeha ja kaaslase impulsimomendid vastupidise märgiga, mistõttu impulsimomendi ülekandumine vähendab mõlema väärtuse suurust (mis üksteise tühistavad). Mõlemal juhul aga liigub kaaslane suurema taevakeha poole, kuni kaaslane puruneb (ja võib selle tulemusel tekitada rõngassüsteemi) või põrkab kokku suurema taevakeha pinna või atmosfääriga. Selline saatus tabab Marsi kaaslast Phobost 30–50 mln aasta pärast, Neptuuni kaaslast Tritonit 3,6 mld aasta pärast, Jupiteri kaaslasi Metist ja Adrasteat ja vähemalt 16 Uraani ja Neptuuni väikest kaaslast. Uraani kaaslane Desdemona (kuu) võib isegi põrgata kokku mõne teise läheduses tiirleva Uraani kaaslasega.
Pildikivi
8.–12. sajand
pisi|200px|Pildikivid Gotlandil asuvas muuseumis Gotlandi suurim pildikivi pärineb Buttle piirkonnast Änge'st: see on 3,7 meetrit kõrge ja see on 8. sajandi stiilis rikkalikult kaunistatud.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Kaaslaste-rõngaste süsteemid
Kaaslane ja suurem taevakeha võivad olla omavahel gravitatsiooniliselt seotud ka kolmandal moel. Sellisel juhul jääb suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus otse kaaslase alla, impulsimomendi ülekannet ei toimu ja tiirlemisperiood ei muutu. Pluuto ja Charon on sellise paigutuse näiteks.
Tankiarmee Afrika
Tankiarmee Afrika oli Teise maailmasõja ajal Saksa vägede koosseisus võidelnud väliarmee.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Kaaslaste-rõngaste süsteemid
Enne Cassini-Huygensi kosmoseaparaadi jõudmist Saturni juurde 2004. aastal arvati, et Saturni rõngad on Päikesesüsteemist palju nooremad ja ei pea vastu kauem kui järgnevad 300 mln aastat. Eeldati, et vastastikmõju Saturni kaaslastega liigutab rõngaste välispiiri planeedile aegamööda lähemale ning hõõrdumine meteoriitide ja rõngaste vahel ja Saturni gravitatsioon teevad ülejäänud töö, mille tulemusel jääbki Saturn ilma rõngasteta. Cassini-missioonilt saadud andmete põhjal hinnati aga see esialgne arvamus ümber. Vaatlused paljastasid 10 km läbimõõduga jäised tükid, mis pidevalt purunesid ja taasmoodustusid rõngaid seeläbi värskendades. Saturni rõngad on teiste hiidplaneetide rõngastest palju massiivsemad. Arvatakse, et suure massi tõttu ongi rõngad pärast 4,5 mld aasta tagasi toimunud teket säilinud ja ilmselt teevad seda ka järgnevate miljardite aastate jooksul.
Pildikivi
Mani saar
Sellega võrreldav traditsioon on leitav Mani saarelt, kus leidub rikkalikult kaunistatud kivist matuseriste, millel on kujutatud samu sõdalasi ja jumalusi kui Gotlandi pildikividel.
Päikesesüsteemi teke ja areng
Päike ja planeetide keskkonnad
Pikas väljavaates tulenevad kõige suuremad muutused Päikesesüsteemis just Päikese muutumisest, kui see vananeb. Kui Päike põletab oma vesinikuvaru, läheb see kuumemaks ja põletab ülejäänud kütust veelgi kiiremini. Selle tulemusena muutub Päike iga 1,1 mld aasta kohta 10% heledamaks. Päikese kiirgushulga kasvades liigub miljardi aasta möödudes elu võimaldav piirkond Päikesest kaugemale, mistõttu muutub Maa pind liiga kuumaks, et võimaldada vedelal kujul vee looduslikku olemasolu. Sel hetkel sureb elu Maal välja. Tugeva kasvuhoonegaasi vee aurustumine ookeanide pinnalt võib kiirendada temperatuuri tõusmist ja elu võib veelgi varem välja surra. Samal ajal on võimalik, et Marsi pinnatemperatuur tõuseb aegamööda, regoliidi all paiknev hetkel külmunud süsihappegaas ja vesi vabanevad atmosfääri, põhjustades kasvuhooneefekti, mis soojendab planeeti, kuni seal on tänapäevase Maa tingimustega sarnased tingimused ja ümberasustamine muutub võimalikuks. 3,5 miljardi aasta möödudes on Maal tänapäevase Veenuse tingimustega sarnased tingimused.
Tankiarmee Afrika
Allunud väeosad
3. september 1941.: 2. jaanuar 1942.: 2. september 1942.: 1.jaanuar 1943.:
Päikesesüsteemi teke ja areng
Päike ja planeetide keskkonnad
Umbes 5,4 mld aasta pärast muutub Päikese tuum piisavalt kuumaks, et alustada seda ümbritsevas kestas vesiniku tuumade liitmist. See omakorda põhjustab tähe väliskihtide ulatuslikku paisumist ja Päikesest saab punane hiid 7,5 mld aasta möödudes on Päikese raadius paisunud väärtuseni 1,2 aü ehk see on 256 korda suurem kui praegu. Tohutult suurenenud pindala tõttu on Päikese pinnatemperatuur praegusest palju madalam (umbes 2600 K) ja heledus palju suurem (kuni 2700 korda). Osal punase hiiuna veedetud ajast on Päikesel väga tugev päikesetuul, mis kannab minema umbes 33% Päikese massist. On võimalik, et sellel ajal tõuseb Saturni kaaslasel Tritonil temperatuur piisavalt, et võimaldada seal elu olemasolu.
Päikese edasisel paisumisel neelab see Merkuuri ja Veenuse. Maa saatus ei ole nii selge: Maa praegune orbiit jääks küll paisunud Päikese sisse, kuid tähe massi kahanemine (ja seetõttu ka gravitatsiooni nõrgenemine) põhjustaks ilmselt planeetide Päikesest kaugenemise. Ainult seda arvesse võttes võiks Veenus ja Maa põlemisest pääseda, aga 2008. aastal avaldatud uurimistöö väidab, et Päikese väliskihtide loodejõudude ja Maa vastastikmõju tõttu Päike siiski ilmselt neelab Maa.
Vesiniku põletamine Päikese tuuma ümbritsevas kestas tõstab järk-järgult tuuma massi, kuni see on tänapäevase Päikese massist 45%. Tihedus ja temperatuur on selleks ajaks piisavad, et algaks heeliumi tuumade liitmine süsinikuks. Süsinikku toodetakse lühiajaliselt väga suurest kogusest heeliumist. Selle tõttu Päike kahaneb, kuni on tänapäevasest raadiusest umbes 11 korda suurem, selle heledus väheneb, kuni on tänapäevasest heldusest umbes 54 korda suurem, ja pinnatemperatuur tõuseb 4770 K-ni. Nüüd saab Päikesest horisontaalse jada täht, mis põletab tuumas heeliumi stabiilselt nagu see praegu põletab vesinikku. Heeliumi põletatakse Päikese tuumas ainult 100 mln aastat. Lõpuks peab Päike taas kasutusele võtma väliskihtides oleva vesiniku ja heeliumi ning paisub teist korda, muutudes asümptootilise hiiujada täheks. Päikese heledus tõuseb taas, saavutades tänapäevasest heldusest kuni 2090 korda suurema väärtuse, ja pinnatemperatuur jahtub umbes 3500 K-ni. See ajajärk kestab umbes 30 mln aastat, mille järel eemalduvad järgneva 100 000 aasta jooksul Päikese allesjäänud väliskihid ja ümbritsevasse keskkonda paisatakse suures koguses ainet, mida nimetatakse eksitavalt planetaaruduks. Kõrvale heidetud aine sisaldab Päikese tuumareaktsioonide käigus toodetud heeliumi ja süsinikku, mis rikastavad tulevaste tähepõlvkondade jaoks tähtedevahelist keskkonda raskete elementidega. pisi|[[Lüüra rõngasudu, mille sarnaseks muutub ka Päike]] Tegu on võrdlemisi rahuliku sündmusega, mis ei sarnane kuidagi supernoova plahvatusele, mille toimumiseks on Päike liiga väike. Planetaarudu tekkimist pealt nägev vaatleja märkaks päikesetuule kiiruse tohutut suurenemist, mis aga poleks piisav, et ühtegi planeeti täielikult purustada. Päikese massi vähenemine aga võib muuta allesjäänud planeetide orbiidid kaootiliseks, mis võib põhjustada planeetidevahelisi kokkupõrkeid, viia mõne planeedi Päikesesüsteemi välja või tuua kaasa mõne planeedi purunemise loodejõudude tõttu. Seejärel jääb Päikesest alles vaid erakordselt suure tihedusega valge kääbus, mille mass on 54% esialgsest massist, aga suurus võrdne Maa omaga. Algselt võib Päike valge kääbusena olla 100 korda heledam kui praegu. See koosneb omavahel mittereageerivatest süsiniku ja hapniku osakestest, kuid tähe temperatuur ei tõuse kunagi piisavalt, et elemente omavahel liita. Seetõttu jahtub valge kääbus aja jooksul ja muutub aina tumedamaks.
Päikese suremisel nõrgeneb massi vähenemise tõttu Päikese gravitatsiooni mõju tähe ümber tiirlevatele kehadele, nagu näiteks planeetidele, komeetidele ja asteroididele. Kõikide allesjäänud planeetide orbiidid suurenevad. Kui Veenus, Maa ja Marss on veel alles, paiknevad nende orbiidid vastavalt umbes 1,4 aü, 1,9 aü ja 2,8 aü kaugusel. Kõik planeedid muutuvad pimedaks ja külmaks kamakaks, kus pole mittemingisugust elu. Need tiirlevad jätkuvalt Päikese ümber, kuid suurema kauguse ja Päikese nõrgenenud gravitatsiooni tõttu liiguvad need aeglasemalt. Kahe miljardi aasta möödudes, kui Päikese temperatuur on langenud vahemikku 6000–8000 K, jäätub tuumas olev süsinik ja hapnik. Päikese massist on üle 90% kristallstruktuuris. Miljardeid aastaid hiljem ei kiirga Päike enam üldse valgust ja muutub mustaks kääbuseks.
Vastastikmõju galaktikate ja Päikesesüsteemi vahel
Osa teadlasi on arutlenud, et Päikesesüsteemi asukoht orbiidil ja massiväljasuremiste korrapärane kordumine on omavahel seotud. Ühe hüpoteesi järgi liigub Päike vertikaalse võnkumise tõttu ühtlaste vaheaegadega läbi galaktilise tasandi. Kui Päike jääb väljapoole galaktilist ketast, avaldavad Linnutee loodejõud nõrgemat mõju; kettasse sisenemisel iga 20–25 mln aasta tagant loodejõudude mõju tugevneb, mis matemaatiliste mudelite järgi suurendab Öpiku-Oorti pilve komeetide voogu Päikesesüsteemi neljakordselt ja tõstab tugeva kokkupõrke tõenäosust märkimisväärselt.
Teised väidavad, et Päike asub tänapäeval galaktilise tasandi lähedal ja viimane massiväljasuremine on 15 mln aastat tagasi. Seetõttu ei saa korrapäraseid väljasuremisi selgitada ainult Päikese vertikaalne asendiga, vaid väljasuremised esinevad hoopis siis, kui Päike liigub läbi Linnutee harude, kus ei asu mitte ainult suur hulk molekulaarpilvi, mis võivad muuta Öpiku-Oorti pilve gravitatsiooni, vaid nendesse on ka koondunud hulgaliselt heledaid siniseid hiide, mis elavad lühikest aega ja plahvatavad seejärel võimsas supernoovaplahvatuses.
Galaktikate kokkupõrked ja planeetide orbiidid
pisi|vasakul|Maapealse teleskoobiga tehtud pilt NGC 4038 ja NGC 4039 galaktikatest, mis on alustanud omavahelist kokkupõrget. Pildil on näha galaktikatele tekkinud sabad Kuigi suurem osa galaktikatest kaugeneb Linnuteest, liigub Kohaliku Galaktikarühma kõige suurem galaktika Andromeeda galaktika kiirusel umbes 120 km/s hoopis Linnutee poole. 4 mld aasta pärast põrkavad galaktikad kokku, mille tulemusel mõlema kuju loodejõudude mõjub muutub ja galaktikate harud venivad välja pikkadest sabadeks. Arvutuste kohaselt tõmmatakse Päikesesüsteemi 12%-lise tõenäosusega Linnutee saba poole ja 3%-lise tõenäosusega saab see osaks Andromeeda galaktikast. Galaktikad on seejärel ikka veel omavahelises vastastikmõjus, Päikesesüsteemi Linnuteest lahkumise tõenäosuse tõuseb 30%-ni ja galaktikate supermassiivsed mustad augud ühinevad. 6 mld aasta pärast ühinevad Linnutee ja Andromeedia galaktika lõpuks täielikult üheks suureks elliptiliseks galaktikaks. Kui ühinemise ajal on piisavas koguses gaasilist ainet, surub suurenenud gravitatsioon selle galaktika keskmesse. Sellega võib kaasneda lühikest aega kestev hoogne tähtede loomine. Musta auku langeva gaasi toimel muutub esimene aktiivseks galaktika keskosaks. Vastastikmõjude tõttu surutakse Päikesesüsteem tõenäoliselt uue galaktika halosse, mistõttu kokkupõrgete kiirgus Päikesesüsteemi eriti ei mõjuta.
Tihtipeale arvatakse ekslikult, et galaktikate kokkupõrge muudab Päikesesüsteemi planeetide orbiite. Kuigi mööduvate tähtede gravitatsioon võib planeete tähtedevahelisse keskkonda lennutada, on tähtedevahelised kaugused nii suured, et tõenäosus, et Linnutee ja Andromeeda galaktika kokkupõrge üksikut tähesüsteemi mõjutab, üliväike. Sündmus võib mõjutada Päikesesüsteemi kui tervikut, aga Päikest ja planeete eraldi ilmselt mitte.
Aja jooksul tähega kokkupuute kumulatiivne tõenäosus siiski suureneb ja mõju planeetidele on vältimatu. Kui Universum paisub stabiilselt edasi, on mööduvad tähed arvutuste kohaselt 1 kvadriljoni ehk 1015 aasta pärast selleks ajaks juba surnud Päikese ümbert kõik planeedid ära tõmmanud. See tähistaks ka Päikesesüsteemi lõppu. Kuigi Päike ja planeedid võivad alles jääda, ei oleks Päikesesüsteemi ennast enam siiski olemas.
Ajaline järjestus
Päikesesüsteemi vanus on määratud radiomeetrilise vanuse määramise meetodiga. Teadlased oletavad, et Päikesesüsteem tekkis 4,6 mld aastat tagasi. Maalt leitud vanim kivim on 4,4 mld aastat vana. Sellise vanusega kive on Maal väga vähe, kuna maapind muutub pidevalt erosiooni, vulkanismi ja laamtektoonika tõttu. Päikesesüsteemi vanuse hindamiseks kasutatavad teadlased meteoriite, mis tekkisid algses udukogus. Peaaegu kõiki meteoriitide vanuseks on leitud 4,6 mld aastat, mille tõttu võib eeldada, et Päikesesüsteem on vähemalt nii vana.
Päikesesüsteemi vanust on aidanud määrata ka teiste tähtede ümber olevate ketaste uurimine. 1–3 mln aasta vanuste tähtede ümber olevates ketastes on rohkelt gaasi, kuid üle 10 mln aasta vanuste tähtede ümber on väga vähe või üldse mitte gaasi, mis viitab sellele, et nende ümber ei teki enam hiidplaneete.
Päikesesüsteemi arengu ajaline järjestus
Märkus: kõik väärtused on ligikaudsed ja tähistavad vaid suurusjärku.
Narva linnakool
Narva linnakool oli linnakool Narvas.
Kool asus Narva Jaani kiriku lähedal.
Linnakool suleti 1846. aastal.
Loom
Looma ja inimese eristusel põhinevad mitmed distsipliinid:
Bartolomeo Tromboncino
Bartolomeo Tromboncino (1470 Verona – 1535 või hiljem Veneetsia) oli Itaalia renessansiaja helilooja. Tema heliloomingus tuntuimad on ta frottola 'd, mida on talle omistatud 170 ringis.
Eluloolist
Bartolomeo Tromboncino säilinud kirjade teatel kasvas ta üles Veronas ja ta esimene muusikaõpetaja oli ta isa Bernardino Piffaro, kes mängis linnamuusikuna puhkpille. Umbes 20-aastaselt oli Tromboncino juba tromboonimängija Francesco Gonzaga teenistuses Mantuas, mängides puhkpilliansamblis pidustuste ja muude avalike ürituste saateks.
1490. aastate lõpul mainitakse tema nime sageli Mantua dokumentides, kas nimetades tema muusikalisi andeid ja saavutusi või hoopis tema erakordselt tormakat iseloomu. Teateid on temalt tellitud muusika kohta, kiitust mitmelt poolt ja korduvaid rahalisi kingitusi. Viimatinimetatud tulid Isabella d'Estelt, kes alates 1590. aastast võttis Tromboncino oma isiklikku kaaskonda lautomängija, helilooja ja muusikalise juhendajana.
Olgugi muusik paistab olevat olnud Isabella d'Este ja ta abikaasa soosik, on palju tunnistusi Tromboncino väljakutsuva ja riiaka meelelaadi kohta. 1595. aastal on ta mingil vägivallaga seotud isiklikul põhjusel sunnitud Veneetsiast põgenema ja 1599. aastal tappis ta oma naise, kelle leidis keelatud läbikäimises armukesega; paistab küll, et sellest ei tulnud talle mingeid tõsisemaid tagajärgi. Hoolimata veel ühest häbistavast põgenemisest Mantuast 1501. aastal jäi ta d'Este teenistusse 1505. aastani. Tromboncino erakordselt leebet kohtlemist neil asjaoludel võib seletada sellega, et ta oligi väga väljapaistev muusik. 1505. aastal on ta Lucrezia Borgia teenistuses Ferraras, oletatavasti 1510. aastani, mil enamik kaaskonna muusikutest saadeti laiali, kuna sõja tõttu Veneetsiaga polnud võimalik neile palka maksta. Pärast seda jõudis Bartolomeo Tromboncino 1511. aastal kardinal Ippolito I d'Este teenistusse Ferraras. Kuni 1518. aastani on tema tegevusest vähe kindlat teada, kuid sel aastal üüris ta maja Veneetsias, milles pidas muusikakooli aadlidaamidele. See ettevõtmine edenes piisavalt hästi selleks, et muusik sai ära maksta oma võlad ning ülal pidada teist abikaasat ja lapsi.
Umbes sellesse aega jääb ka Tromboncino üks suuremaid apse karjääris. Ta nõudis oma muusika trükis avaldamisele patenti ja pole isegi teada, kas see talle anti, kuid Bartolomeo Tromboncino muusika ilmumine soikub sellest ajast. Oma vahetute rahaliste huvide kaitsmisega takistas muusik oma teoste laiemat levikut, palju käsikirjadest leitud Tromboncino muusikat on nii-öelda piraatväljaanded ja Bartolomeo Tromboncino uuenduslikult komponeeritud frottola 'd, võib-olla parimad tema loomingust, kadusid avalikkuse huvisfäärist veel enne autori surma.
Looming
Tuntuima osa Tromboncino muusikast moodustavad ilmalikud mitmehäälsed laulud frottola 'd. Elukutselt oli ta trombonist, nagu näitab nimigi, kuid ta pole kirjutanud puhast instrumentaalmuusikat või pole sellest midagi säilinud. Tromboncino lõi ka tõsist vaimulikku muusikat, temalt on teada seitseteist lauda 't, üks vaimulik motett ja muusikaline kompositsioon Jeremia nutulaulude tekstile. Stiililiselt järgivad ta vaimulikud teosed 16. sajandi alguse konservatiivsema muusika eeskujusid, kasutades cantus firmus 'ele komponeeritud mitteimitatsioonilist polüfooniat, mis vaheldub kohati homofoonilise tekstuuriga või kaunistamata Gregoriuse laulu meloodiaga. Tromboncino frottola 'd tõusevad teiste kaasaegsete autorite loomingu taustal tugevalt esile, olles varieeruvamad ja polüfoonilisemad kui samavõrra kuulsa Marchetto Cara või teiste selle perioodi heliloojate omad. On teada, et ta kirjutas 1502. aastal muusikalise saate Titus Maccius Plautuse komöödiale "Asinaria".
Tekstid, mida Tromboncino kasutas, on enamasti kuulsate luuletajate loodud. Ta on viisistanud Petrarca, Galeotto del Carretto, Jacopo Sannazaro jt tekste, samuti Michelangelo poeemi "Come haro dunque ardire", mis ilmus 1518. aastal avaldatud kogumikus.
Rio Grande (Põhja-Ameerika)
thumb|Rio Grande valgala Rio Grande (hispaania keeles Río Bravo del Norte) on jõgi Põhja-Ameerikas. Algab Kaljumägedest. Ülemjooksul voolab itta, seejärel Kaljumägede ahelike vahelises laias orus lõunasse. Keskjooksul suundub kakku. Suubub Mehhiko lahte.
Pikkus 3034 km.
thumb|left|300px
Chamchamal
Chamchamal on linn Iraagis As-Sulaymānīyah' kubernerkonnas Iraagi Kurdistani alal.
Bekaa kubernerkond
Bekaa kubernerkond on 1. järgu haldusüksus (kubernerkond) Liibanonis.
Quentin Kawananakoa
Quentin Kūhiō Kawānanakoa (sündinud 28. septembril 1961) on Hawaii kuningliku perekonna pea alates 26. juulist 1997.
1995. aastal abiellus ta Elizabeth Brouniga, neil on kaks poega. Quentin Kawānanakoa on mõjukas USA Vabariikliku Partei liige. 1995-1999 oli ta Hawaii osariigi Esindajatekoja liige.
Bakalaureus
Eesti bakalaureuseõppes moodustab bakalaureuseeksam või bakalaureusetöö õppekavas määratud õppe mahust vähemalt kolm ainepunkti, Euroopa ainepunktisüsteemi rakendamisel vähemalt viis ainepunkti.
Bakalaureuseõppe nominaalkestus on 3–4 aastat ja õppekavas määratud õppe maht 120–160 ainepunkti. Euroopa ainepunktisüsteemi rakendamisel on õppekavas määratud õppe maht 180–240 ainepunkti. Bakalaureuseõppe lõpetanud isik võib jätkata õpinguid magistriõppes; isikud, kes on omandanud bakalaureusekraadi enne 1. septembrit 2002, võivad jätkata õpinguid ka otse doktoriõppes, sest vastavalt Vabariigi Valitsuse määrusele on "vana" bakalaureusekraad võrdväärne magistrikraadiga.
Ajalugu
Juunis 1999 võeti Euroopa Liidus vastu Bologna deklaratsioon, mille eesmärk oli kujundada Euroopa ühtne kõrgharidusruum, muutes kõrgharidussüsteemid läbipaistvaks ja ühilduvaks. Protsessi lõpptähtaeg oli aasta 2010. Selle süsteemi raames pakuti välja ka kõrghariduse süsteem 3+2, kus bakalaureuseõpet lühendati kolmele aastale. Uued liikmesriigid, nende hulgas ka Eesti, reformisid oma kõrgharidussüsteemi vastavalt deklaratsioonile, vanad liikmesriigid jäid äraootavale seiskohale. Eestis lõpetas esimene lend 3-aastase bakalaureuse 2005. aasta kevadel. Bologna deklaratsioon näeb ette, et 3+2-süsteemis jätkab õpinguid magistriõppes 2/3 bakalaureuseõppe lõpetanutest. Eesti seda punkti täitnud ei ole.
Seoses uue 3+2 süsteemiga võrdsustati 4–6-aastane bakalaureus (õppekavadelt, mis akrediteeriti enne 1. septembrit 2002), samuti Eesti NSV-s saadud kõrgharidus magistriõppe lõpetanute omaga.
Friisi keel
pisi|Friisi keele leviala {{legend|#000066|Läänefriisi keel}} {{legend|#3366CC|[[Põhjafriisi keel}} {{legend|#66CCFF|Idafriisi keel}}]] Friisi keel kuulub läänegermaani keelte inglise-friisi alarühma. Eesti keeles kasutatakse nimetust "friisi keel" ka läänefriisi keele tähenduses.
Friisi keele lähimaks sugulaskeeleks on inglise keel. Ajaloolistest põhjustest tulenevalt ei ole friisi keel ühtne, vaid jaguneb kolmeks üksteisest üsna erinevaks murderühmaks, mida võib pidada ka keelteks: läänefriisi, idafriisi ja põhjafriisi keel. Enam väljaarenenud on läänefriisi keel, kuivõrd selle rääkijaid on kõige rohkem ning nad moodustavad piirkonna üldisest elanike arvust suhteliselt suure osa.
Friisi keele rääkijate arvuks Euroopas hinnatakse umbes 425 000 inimest. Nendest ligi 410 000 elab Hollandis Friisimaa provintsis.
Keelenäide
Idafriisi Põhjafriisi Läänefriisi Taani Hollandi Saksa Inglise Eesti
Haile Gebrselassie
thumb Haile Gebrselassie (amhari ኃይሌ ገብረ ሥላሴ, haylē gebre silassē; sündinud 18. aprillil 1973 endises Arsi provintsis Etioopias) on Etioopia endine kergejõustiklane, pikamaajooksja. Tema nimel on kehtiv maratoni tippmark 2:03:59, mille ta jooksis 2008. aasta Berliini maratonil. Ta on püstitanud 26 maailmarekordit.
Novembris 2010 teatas ta, et loobub tippspordist.
2021. aasta novembris oli Haile Gebreselassie Etioopias lahingurindel Tigray mässuliste vastu.
Olümpiamängudel
olümpiavõitja 10 000 m jooksus (27.07,34) olümpiavõitja 10 000 m jooksus (27.18,20)
Maailmameistrivõistlustel
maailmameister 10 000 m jooksus (27.46,02) hõbemedal 5000 m jooksus (13.03,17) maailmameister 10 000 m jooksus (27.12,95) maailmameister 10 000 m jooksus (27.24,58) maailmameister 10 000 m jooksus (27.57,27) pronksmedal 10 000 m jooksus (27.54,41) hõbemedal 10 000 m jooksus (26.50,77)
Juunioride maailmameistrivõistlustel
juunioride maailmameister 5000 m jooksus (13.36,06) juunioride maailmameister 10 000 m jooksus (28.03,99)
Krossijooksu maailmameistrivõistlustel
juunioride hõbemedal (23.35) pronksmedal (34.32)
IAAF-i Grand Prix' finaalvõistlustel
1. koht 3000 m jooksus (7.35,90) 1. koht 3000 m jooksus (7.50,00)
Poolmaratoni maailmameistrivõistlustel
maailmameister poolmaratonis (1.00,03)
Isiklikku
Haile Gebrselassie on 164 cm pikk ja kaalub 55 kg.
‘Umar ar-Razzāz
‘Umar ar-Razzāz (araabia keeles عمر الرزاز, läänepäraselt Omar Razzaz; sündinud 1. jaanuaril 1961) on Jordaania poliitik, kes oli 14. juunist 2018 kuni 12. oktoobrini 2020 Jordaania peaminister. Talle tehti 2018. aasta 5. juunil ülesanne moodustada uus valitsus, kuna tema eelkäija Hāni Al-Mulki oli sunnitud IMF-i kasinusmeetmete vastu toimunud meeleavalduste tõttu tagasi astuma.
Razzaz sündis Al-Saltis ning omandas haridust Ammanis, hiljem välismaal. Ta on juhtinud mitmeid riiklikke ning rahvusvahelisi asutusi. Enne peaministriks saamist oli ta alates 4. jaanuarist 2017 Hani Mulki valitsuses haridusminister.
Jüri Engelbrecht
thumb|Jüri Engelbrecht teadusuuringute rahvusvahelistumise seminari avamisel Jüri Engelbrecht (sündinud 1. augustil 1939) on eesti mehaanikateadlane, Eesti Teaduste Akadeemia liige (alates 1990), Eesti Teaduste Akadeemia president aastatel 1994‒2004.
Elulugu
Lõpetas 1957. aastal Tallinna 7. Keskkooli ning 1962. aastal Tallinna Polütehnilise Instituudi ehitusinseneri diplomiga, läbis samas aspirantuuri ning kaitses 1968. aastal tehnikakandidaadi väitekirja mehaanika alal. 1982. aastal kaitses ta Ukraina Teaduste Akadeemia Mehaanika Instituudi juures füüsika-matemaatikadoktori kraadi pideva keskkonna mehaanika alal ning 1984. aastal sai professori kutse.
Eesti Teaduste Akadeemia liikmeks valiti Jüri Engelbrecht 1990. aastal ning ta kuulub informaatika ja tehnikateaduste osakonda. Aastatel 1994‒2004 oli ta Eesti Teaduste Akadeemia president, 2004‒2014 asepresident ning 2014‒2019 kuulus vabaliikmena juhatuse koosseisu. Oli Eesti Teaduse Tippkeskuste Nõukogu esimees (2011‒2015). 2020. aastatel töötab ta akadeemia välissuhete nõunikuna. Ta on akadeemia kirjastusnõukogu liige.
Teadustöö
Jüri Engelbrechti teadustöö põhisuunad on olnud matemaatiline füüsika ja teoreetiline mehaanika: mittelineaarne lainelevi ja dünaamika, komplekssüsteemide omapära keerukuse ja lihtsuse sümbioosis, sh südamerütmi dünaamika modelleerimine. 1999. aastal loodi tema initsiatiivil Mittelineaarsete Protsesside Analüüsi Keskus (Eesti teaduse tippkeskus 2002–2007), mille juhataja ta oli kuni 2015. aastani.
Akadeemiline tegevus
Teadusuuringute kõrvalt on Jüri Engelbrecht olnud aastatel 1984–2016 (vaheaegadega) Tallinna Tehnikaülikooli professor. Ta on lugenud matemaatika ja teoreetilise mehaanika põhikursust, mittelineaarse mehaanika ning matemaatilise modelleerimise erikursusi, juhendanud kraadiõppureid ning juhtinud rakendusmehaanika õppetooli. Ta on töötanud paljudes Euroopa ülikoolides (Praha, Newcastle, Surrey, Cambridge, Pariis, Aachen, Torino, Messina, Duisburg-Essen, Budapest jt). Tema juhendamisel on kaitstud 10 doktori- ja 8 magistritööd.
Töid
Tema sulest on ilmunud üle 300 artikli, neist üle 200 eelretsenseeritavates teadusajakirjades, ta on paljude monograafiate ja õpikute autor. Hulk Jüri Engelbrechti kirjutisi on ilmunud ka populaarteaduslikes väljaannetes: rida artikleid ajakirjas Horisont: rubriik fraktalitest ja Rein Veskimäe intervjuud, mitmed esseed ja reisikirjad kultuurilehes Sirp, koostöös Tiit Kändleriga artiklid Päevalehes, esseed ajakirjas Akadeemia, mitmed artiklid, saatesõnad, arvamused polulaarteaduslikesse raamatutesse.
Monograafiad
Toimetanud
Õpikud
Teadusajalugu
Teaduskorralduslik tegevus
Jüri Engelbrecht on edendanud Eesti teadust ja koostööd teiste riikidega nii Euroopas kui maailmas. Tema algatas kvaliteedipõhise uuringute rahastamine Eestis, tippkeskuste programmi, nõustas haridus- ja teadusministeeriumi jne. Ta on üks strateegiate “Teadmistepõhine Eesti 2002‒2006” ja “Teadmistepõhine Eesti 2007‒2013” autoritest. Jüri Engelbrecht on olnud Euroopa teadusfondi (ESF) nõukogu liige (1998‒2011), Euroopa Liidu teadusvolinikku nõustava kogu (EURAB) liige (2004‒2007), rahvusvahelise teadusorganisatsioonide liidu (ISCU) peaassamblee liige (1995‒2004), majandusliku koostöö ja arengu organisatsiooni (OECD) ekspert jne. 1995. aastal alustas ta tegevust Euroopa teaduste akadeemiate föderatsioonis (ALLEA), olles väikeriikide teadusuuringute töögrupi, hiljem teadusuuringute koostöö töögrupi juht ning oli 2006‒2011 selle president.
Teaduskompetentsi Nõukogu esimehena (1997–2003) on akadeemik Engelbrecht toonud tänasesse Eesti teadusse ja suhtlemisse teadlaste vahel sellise termini nagu excellence in research – teadust tehtagu tasemel, mis on konkurentsivõimeline igas maailma punktis. Aastatel 1995–2011 oli ta Vabariigi presidendi akadeemilise nõukogu (alates 2006 Presidendi mõttekoja) liige, olnud Avatud Eesti Fondi Nõukogu liige, välisministri ELi komisjoni liige jne.
Ta on Eesti Rahvuskultuuri Fondi nõukogu liige ja on kuulunud TEA entsüklopeedia akadeemilisse kolleegiumi.
Isiklikku
Keerukuse ja lihtsuse sümbioos köidab Jüri Engelbrechti ka väljaspool teadusruumi, tema huvide sfääri kuuluvad filosoofia, muusika, keeled jpm. Kooliajast on külge jäänud sporditegemine, eriti suusatamine ja jooksmine.
Tartu arhitektuur
pisi|Tartu kesklinnas süttivad õhtused tuled Tartu arhitektuur on Tartu linnas asuvate arhitektuuriliste rajatiste kogum, mis hõlmab nii hooneid ja muid ehitisi kui ka maastikuarhitektuuri.
Nagu paljudes maailma linnades, on ka Tartu kesklinna planeering ja tänavavõrk kujunenud põhiliselt ise, kooskõlas maastikureljeefiga, mitte süsteemse planeeringu tulemusel. Järkjärguline kujunemine ja sõdade purustused kajastuvad ka Tartu arhitektuuris.
Keskaeg
pisi|vasakul|Tartu vaade 1553. aastal Keskaja lõpul kattis Tartu linn koos Toomega 27,6-hektarise ala, all-linn hõlmas sellest 20,7 hektarit. Linna ja Toomemäge ümbritses 2 kilomeetri pikkune ringmüür. Keskaegsest hoonestusest on Tartus säilinud vähe, kuid tänaseni püsinud näited – Tartu toomkirik ja Jaani kirik – on kahtlemata silmapaistvad. pisi|Tartu toomkirik, vaade Vallikraavi tänavalt Kassitoome poolt, 2022 Tartu toomkirik on stiililt eklektiline tellisgootika. Seda hakati ehitama juba 13. sajandil, kuid ehitus kestis 16. sajandini. Paksud müürid annavad tunnistust, et ehitis täitis piiskopikiriku kõrval ka kaitseotstarvet, mida soosis asend Tartu Toomemäel. Baltimaade tänini suurim kultushoone sai kannatada Liivi sõjas ning jäi pärast 1624. aasta tulekahju laokile. See ehitati osaliselt taas üles alles 1804–1807 Tartu Ülikooli raamatukoguna, siis juba algsest märkimisväärselt erineval kujul ülikooli arhitekti Johann Wilhelm Krause projekti põhjal. Hoonet asuti uuesti renoveerima 1985. aastal.
Teise tellisgootika näite, 14. sajandil valminud Jaani kiriku puhul on detailid tähelepanuväärsemadki kui selle üldine struktuur. Nimelt kaunistab kirikut rida terrakotapäid, millest igal üksikul on ise nägu. Seetõttu on arvatud, et skulptuurid kujutavad kunagisi linnakodanikke. Algsest kahest tuhandest kujust on tänapäeval alles vaid pooled. pisi|[[Terrakotadetail Jaani kiriku ukse kohalt]]
17.–18. sajand
Tartu elamutest vanim asub aadressil Jaani tänav 20. Maja ise on teadaolevalt pärit 17. sajandist, maja all olev vundament aga võib pärineda veelgi varasemast ajast. 1546. aastal mainiti hoonet aidana, 17. sajandi I poolel ehitati see ümber ülikooli rektori, matemaatikaprofessor Joachim Scheleniuse eluasemeks.