cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Supernoba
Aurkikuntza
XX. mendearen amaieran, astronomoak geroz eta gehiago ordenagailuz kontrolatutako teleskopioak eta CCDk erabiltzen hasi ziren supernobak aurkitzeko. Sistema horiek amateurren artean erabiliak diren arren, badira instalazio profesionalak ere, adibidez, Katzman Imaging Automatic Telescope. Supernova Early Warning System (SNEWS) proiektuak neutrino detektagailu sare bat erabiltzen du Esne bideko supernoba baten abisua emateko. Neutrinoak supernobetan kantitate handietan ekoizten diren partikulak dira, eta espazioko gasek eta disko galaktikoko hautsek ez dituzte gehiegi xurgatzen. Bi supernoba bilaketa mota daude: erlatiboki hurbileko gertaerak bilatzen dituztenak eta urrunago begiratzen dutenak. Unibertsoaren zabalkuntza dela eta, emisio espektro jakin bat duen urruneko objektu batera dagoen distantzia Doppler efektua (edo gorriranzko lerrakuntza) erabiliz kalkula daiteke. Batez beste, urrutiko objektuak hurbilekoak baino abiadura handiagoan urruntzen dira, eta, beraz, gorriranzko joera handiagoa dute. Horrela, bilaketak gorriranzko lerrakuntza baxu eta altuetan banatzen dira, mugarria z = 0.1-0.3 gorriranzko lerrakuntza inguruan egonik.
Gorriranzko lerrakuntza altuko bilaketak normalean supernoben argi kurbak begiratuz egiten dira normalean. Hauek erabilgarriak dira kandela estandar edo kalibratuekin Hubble diagramak sortzeko eta iragarpen kosmologikoak egiteko. Supernoben espektroskopia, supernobaren fisika eta inguruneak aztertzeko erabiltzen dena, praktikoagoa da gorriranzko lerrakuntza baxuan. Gorriranzko lerrakuntza baxuko behaketak Hubbleren kurbaren distantzia baxuaren amaiera ainguratzen dute, galaxia ikusgarrien distantzia neurtzeko erabilia. (Ikus ere Hubbleren legea).
Izendapena
Supernoba aurkikuntzak Nazioarteko Astronomia Elkarteari jakinarazten zaizkio, eta honek supernobari esleitzen zaion izenarekin zirkular bat bidaltzen du. Izena osatzeko SN markatzailea eta aurkikuntza urtea erabiltzen dira, honen ostean letra bateko edo biko atzizki bat gehitzen zaiolarik. Urteko lehenengo 26 supernobak Atik Zra doazen letra larriez izendatzen dira. Ondoren, letra xehez osaturiko bikoteak erabiltzen dira: aa, ab, eta abar. Hori dela eta, adibidez, SN 2003C 2003. urtean aurkitutako hirugarren supernoba izan zen. 2005eko azkeneko supernoba SN 2005nc izan zen, 2005ean aurkitutako 367 supernoba. 2000. urteaz geroztik astronomo profesional eta amateurrek ehunka supernoba aurkitu dituzte urtero (572 2007an, 261 2008an, 390 2009an; 231 urtean 2013).
Supernoba historikoak gertatu ziren urtearen zenbakiarekin soilik izendatzen dira: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tychoren noba deitua) eta SN 1604 (Keplerren izarra). 1885. urteaz geroztik, hizki notazio gehigarria erabiltzen da, nahiz eta urte horretan soilik supernoba bat aurkitu (adibidez, SN 1885A, SN 1907A, etab.). Hau azkeneko aldiz SN 1947A-rekin gertatu zen. SN, SuperNova esanahiarekin, aurrizki estandarra da. 1987. urtera arte, bi hizkien izendapena gutxitan behar zen; 1988az geroztik, ordea, urtero behar izan dira.
Sailkapena
Supernobak ulertzeko saiakuntzen barnean, astronomoek beren argi kurben eta bere espektroan agertzen diren elementu kimikoen xurgapen-ildoen arabera sailkatu dituzte. Banaketa egiteko lehen elementua hidrogenoak sortutako lerro baten presentzia edo gabezia da. Supernobaren espektroan hidrogeno lerroa badago (Balmer lerroak ere deitua) II motakoa da; bestela I motakoa da. Bi mota horietako bakoitzean azpimotak daude, beste elementuen presentziaren edo argia kurbaren formaren (supernobaren itxurazko magnitudearen grafikoa denbora-funtzioaren arabera) arabera.
I mota
Ic motako supernoben multzo txiki batek asko zabaldutako eta nahasitako emisio lerroak erakusten ditu. Eiekzioan hedapen-abiadura oso handia izan zutela erakusten du honek. Hauek Ic-BL edo Ic-bl motan sailkatzen dira.
II mota
II motako supernobak ere espektroan oinarrituta banatu daitezke. II motako supernoba gehienek emisio lerro oso zabalduak dituzte, segundoko milaka kilometroko hedapen abiadura izan dutela adierazten dutenak. Dena den, beste batzuk, hala nola, SN 2005gl, espektro izaera nahiko estua dute. Hauek Iin motakoak dira, non 'n' hizkiak 'narrow' (estua ingelesez) adierazten duen.
Supernoba gutxi batzuk, SN 1987K eta SN 1993J adibidez, mota aldatzen dutela ematen du: hasieran hidrogenoa lerroak erakusten dituzte, baina asteetatik hilabeteetara doan denboran helio lerroak nagusitzen dira. "IIb motakoak” deitzen zaie, II eta Ibekin motekin normalean lotutako ezaugarrien konbinazioa deskribatzeko.
Ohiko sailkapenetan sartzen ez diren supernobek “pec” (ingelesezko peculiarretik) izena jaso ohi dute.
III, IV eta V motak
Gaur egun, mota guzti hauek II motako “peculiar” azpimultzoan sailkatzen dira, eta beste hainbat adibide aurkitu dira.
Egungo modeloak
Aurreko atalean aipatutako sailkapena, supernoba motak, taxonomikoa da: mota bakoitzak supernobaren ikusitako argia deskribatzen du, ez nahitaez kausa. Adibidez, Ia motako supernobak ihes fusioagatik sortzen dira (nano zurietan), eta antzeko espektroa duten Ib/c motak Wolf-Rayet masiboen nukleoa kolapsatzean sortzen dira. Ondoren laburbiltzen dira gaur egun supernobak gertatzeko onartuen dauden azalpenak.
Hondamendi termikoa
Nano zuri batek ondoko izar bateko material nahikoa pilatzen badu, bere nukleoaren tenperatura igo egingo da karbono fusioa pizteraino. Puntu horretan kontrolik gabeko fusio nuklearrean sartu da. Hiru bide teorizatu dira horrelako detonazioa gertatu dadin: kide batengandik material akrezio egonkorra, bi nano zuriaren talka, edo egitura baten piztea eragiten duen gehikuntza. Ez dago argi zein den Ia motako supernobak sortzen dituen mekanismo nagusia. Ia motako supernobak sortzearen inguruko ziurgabetasun hori izan arren, Ia motako supernobak propietate oso uniformeak dituzte eta distantzia intergalaktikoak neurtzeko kandela estandar erabilgarriak dira. Zenbait kalibrazio beharrezkoak dira propietateetan aldaketa gradualak konpentsatzeko edota gorriranzko lerratze handietan distira anormaleko maiztasun desberdinetarako, baita argi kurbaren edo espektroaren aldaketa txikietarako.
Ohiko Ia mota
Mota honetako supernoba bat sortzeko hainbat modu daude, baina denek mekanismo komun bat dute. Karbono-oxigenodun nano zuri batek 1,44 Eguzki masako (M☉) Chandrasekharren mugara iristeko materia nahikoa bereganatzen badu, ezin izango du bere masaren handitzea jasan elektroien endekapenezko presioaren bidez eta kolapsatzen hasiko da. Hala ere, gaur egungo ikuspegiaren arabera ohikoena muga horretara ez iristea da. Horren ordez, izarra muga horretara iritsi aurretik (%1 inguru falta zaionean ) nukleoaren barneko tenperatura eta dentsitatea igo egiten dira karbono fusioa piztuz, kolapsoa hasi aurretik.
Segundo gutxiren buruan, nano zuriaren materia frakzio garrantzitsu batek fusio nuklearra jasaten du, prozesu horretan energia nahikoa askatuz (1-2 × 1044 J) izarra supernoba bihurtzeko. Kanporantz zabaltzen den olatu bat sortzen da eta bertako materiak 5.000-20.000 km/s-ko, edo argiaren abiaduraren %3 inguruko, abiadura lortzen du. Argitasuna ere nabarmen handitzen da, eta -19.3ko (edo Eguzkia baina 5 mila milioi aldiz distiratsuagoa) magnitude absolutura iristen da, aldaera gutxirekin.
Supernoba mota honen eraketa eredua izar bitar itxi sistema da. Bi izarretatik handiena da lehenengoa sekuentzia nagusitik eboluzionatzen dena eta handitu egiten da erraldoi gorri bat eratuz. Bi izarrek inguru berdina elkarbanatzen dute orduan, elkarren arteko orbita txikituz. Izar erraldoiak bere inguruko zatirik handiena botatzen du, masa galduz fusio nuklearra jarraitzea ezinezkoa bilakatu arte. Puntu honetan izar nano zuria bihurtzen da, batez ere karbono eta oxigenoz osatuta. Azkenean, bigarren mailako izarrak ere eboluzioa jasaten du erraldoi gorria bihurtuz. Erraldoiaren materia nano zuriak xurgatzen du, masa handituz. Oinarrizko ereduaren onarpen zabala badago ere, gertakari honen hasieraren xehetasunak eta bertan sortutako elementu astunak oraindik ez daude guztiz argi.
Ez-ohiko Ia mota
Badago Ia motako supernobak eratzeko beste modu bat. Kasu honetan, bi nano zuri elkartzen dira, bien masa konbinatuak Chandrasekharren muga gainditzen duen une batez. Supernoba mota honetan desberdintasun asko dago, eta, kasu askotan, ez da supernobarik izaten ere. Hala ere, ohikoena Ia motako supernoba ohikoek baino argi kurba zabalago eta ez hain distiratsua izatea da.
Normalean baino askoz distiratsuagoak diren Ia motako supernobak aurreikusten dira nano zuriak Chandrasekharren mugaren gainetik dagoen masa duenean, seguruenik asimetriaren bidez areagotua , baina egotzitako materialak normalean baino energia zinetiko gutxiago izango du.
Ez-ohiko Ia motako supernoben azpi-sailkapenik formalik ez dago. Nano zuri batean helio akrezioa dagoenean sortzen diren supernobei, ohikoak baino distira gutxiago dutenak, Iax mota izena ematea proposatu da. Supernoba-mota honek ez du beti guztiz nano zuria suntsitzen eta izar zonbi bat utzi dezake.
Ez-ohiko Ia motako supernoba talde espezifiko batek hidrogenoa eta beste emisio lerro batzuk garatzen ditu, eta ohiko Ia motako eta IIn motako supernoba baten nahasketaren itxura ematen dute. Adibideak SN 2002 eta SN 2005gj dira. Supernoba hauei Ia / IIn mota, Ian mota, IIi mota eta IIan mota deitzea proposatu da.
Nukleoaren kolapsoa
Oso masiboak diren izarrek nukleoaren kolapsoa jasan dezakete fusio nuklearrak izarraren nukleoa bere grabitatearen aurka ezin duenean mantendu. Muga hau gainditzea da supernoba mota guztien kasua, Ia motakoak izan ezik. Kolapsoak izar baten kanpoaldeko geruzen egozte bortitza eragin dezake, supernoba bat sortuz, edo grabitazio energia potentzialaren askapena nahikoa ez denean, izarra zulo beltz edo neutroi izar bat bihurtu arte kolapsatu daiteke. Kasu honetan energia erradiazio gutxi eragiten du.
Nukleoaren kolapsoa mekanismo ezberdinek eragin dezakete: elektroi-harrapaketa; Chandrasekharren muga gainditzea; bikote-ezegonkortasuna; edo fotodesintegrazioa. Izar masibo batek Chandrasekharren masa baino handiagoa den burdin nukleoa garatzen duenean, ezingo du Elektroien endekapenezko presioaren bidez egonkor mantendu, eta neutroi izar bat edo zulo beltz bat sortuko du. O/Ne/Mg motako nukleo degeneratu batean elektroiak harrapatzeak grabitazio kolapsoa eragiten du, eta, ondoren, oxigeno leherkariaren fusioa, emaitzak oso antzekoak izanik. Elektroi-positroi bikotearen ekoizpenak helioa erre izan duen nukleo batean laguntza termodinamikoa eteten du. Honek hasieran kolapsoa sortzen du eta ondoren hondamendi termikoa, bikote-ezegonkortasun supernoba bat eraginez. Nahiko handi eta beroa den izar nukleo batek energia altuko gamma izpiak sor ditzake, bere kabuz fotodesintegrazioa hasteko. Honek nukleoaren kolapso osoa eragingo du. Ondorengo taulan izar masiboen nukleoaren kolapsoa gertatzeko ezagutzen diren arrazoiak agertzen dira, zein izar motetan gertatzen diren, erlazionatutako supernoba mota eta sortutako hondarra. Metaltasuna hidrogenoa eta helioa ez diren beste elementuen proportzioa da, Eguzkiarekin alderatuta. Hasierako masa supernoba gertatu aurretik izarraren masa da, Eguzki masa unitatetan, nahiz eta supernoba hasi aurretiko masa askoz txikiagoa izan daitekeen.
Waterville (Irlanda)
Waterville (irlanderaz An Coireán) Irlandako hego-mendebaldeko Kerryko konderriaren mendebaldean dagoen udalerri bat da, hain zuzen ere Iveragh penintsularen mendebaldeko muturrean kokatua dago, istmo estu batean. 2002ko erroldaren arabera 538 biztanle zituen. Ekialdean Lough Currane aintzira du eta mendebaldean Ballinskelligs badia (eta udalerria), biak Currane ibaiak elkarlotzen dituelarik. Udalerri hau N70 errepideak zeharkatzen du, Ring of Kerry ibilbide turistikoaren ohiko geldigunea delarik.
Historia
XVIII. mendearen amaieraldera bertako errekatxo batean Butler familiak heuren etxea edo egoitza eraiki zuen. Ziurrenik, kokalekuaren ondorioz lursailari Waterville (Uretako Udalerria) izena emanez. Gerora, jada XIX. mendearen hasieran, beste hainbat etxe eraiki ziren. Herrigune txikiak sortzaileek emandako leku izena mantendu zuen.
Supernoba
Nukleoaren kolapsoa
IIn motako supernobak ez dira zerrendan agertzen. Potentzialki hainbat nukleo kolapso mota desberdinek sor ditzakete, baita hasierako izar ezberdinetan. Baliteke Ia motako nano zurien pizteak ere eragitea, nahiz eta badirudien gehienak burdinazko nukleoaren kolapsoagatik gertatzen direla, argitsuak diren superrerraldoi edo hiperrerraldoietan sortzen direla (izar aldakor urdin argitsuetan (LBV) barne). Mota hau izendatzeko erabiltzen diren espektro lerro estuak supernoba material estelarreko hodei trinko txiki batean zabaltzen delako sortzen dira. Badirudi orain arte IIn motako supernoba gisa sailkatu diren gertaera asko supernoba iruzurtiak direla, LBV antzeko izarretako erupzio masiboak, Eta Carinae izarreko erupzio handiaren antzekoak. Gertaera horietan, izarretik aurretik kanporatutako materialak xurgatze-lerro estuak sortzen ditu eta shock-uhin bat eragiten du berriki kanporatutako materialarekin sortzen duen elkarrekintzaren bidez.
Waterville (Irlanda)
Historia
Udalerriaren historia 1880an bertan ezarri eta lehenbiziko aldiz Amerika eta Europa elkarlotu zituen tsaspeko klabe transatlantikoari lotua doa, honek Waterville udalerria eta Eskozia Berriko Canso udalerria elkarlotu zituelarik. Dena dela, gaur egun den udalerri txikia izatetik ez zion inoiz ere laga izan.
Supernoba
Nukleoaren kolapsoa
Hasierako nukleo degeneratuen kolapsoa beta desintegrazioaren, fotodesintegrazioaren eta elektroien harrapaketaren eraginez azeleratzen da, Elektroi neutrinoen leherketa eraginez. Dentsitatea handitzen doan heinean, neutrino-emisioak moztu eten egiten dira nukleoan harrapatuta geratzen direlako. Barne-nukleoak normalean 30 kilometroko diametroa eta atomo nukleo baten antzekoa den dentsitate batetara iristen da, eta neutroi-endekapenaren presioa kolapsoa geldiarazten saiatzen da. Nukleoaren masa 15 M ☉ baino gehiagokoa bada, orduan neutroien endekapena ez da nahikoa kolapsoa gelditzeko, eta zulo beltz bat bihurtuko da zuzenean supernoba gabe.
Waterville (Irlanda)
Historia
Ondoren, Ingalaterrako Weston-super-Mare eta Frantziako Le Havre hiriekin ere kable bidez komunikatu zen. Irlandako Gerra Zibilan zehar, 1922ko abuztuaren 7an, Irlandako Armada Errepublikarrak kableak moztu eta Paris eta New York hiriak denboraldi batetarako kable bidezko komunikazioarik gabe utzi zituen.
Supernoba
Nukleoaren kolapsoa
Masa baxuagoetan, kolapsoa gelditu egiten da eta berriki sorturiko neutroi nukleo berriak 100 mila milioi kelvin inguruko tenperatura du, eguzkiaren nukleoaren tenperatura baino 6000 aldiz handiagoa. Tenperatura honetan, neutrino-antineutrino bikote mota guztiak era eraginkorrean sortzen dira emisio termikoaren bidez. Neutrino termiko hauek elektroi harrapaketa neutrinoak baino ugariagoak dira. 1046 joule inguru, izarraren geratzen den masaren %10 inguru, hamar segundoko neutrino eztanda batean bihurtzen da, gertaeraren ekoizpen nagusia izanik. Bat-batean gelditu den nukleoaren kolapsoak errebotatu egiten du eta milisegundotan gelditzen den shock-uhin bat sortzen du, elementu astunen disoziazioan energia galtzen den bitartean. Guztiz ulertzen ez den prozesu bat beharrezkoa da nukleoaren kanpoaldeko geruzak neutrino pultsutik 1044 joule inguru berreskuratzeko, argi distiratsua sortuz. Hala ere, badaude leherketa azaltzeko beste teoria batzuk.
Kanpoko azaleko materialaren zati bat neutroi izarrera erortzen dira berriz, eta 8 M ☉ baino gehiagoko nukleoek zulo beltz bat osatzeko nahikoa masa daukate. Atzera egite honek sortutako energia zinetikoa eta kanporatutako material erradioaktiboaren masa murriztuko ditu, baina zenbait kasutan gamma izpien eztanda edo oso argitsua den supernoba sortzen duten zurrustak ere sor daitezke.
Degeneratu gabeko nukleo masiboen kolapsoak fusio gehiago martxan jarriko du. Nukleoaren kolapsoa bikote ezegonkortasunak sortzen duenean, oxigenoaren fusioa hasten da eta kolapsoa gelditu egin daiteke. 40-60 M ☉ko masa duten nukleoen kasuan, kolapsoa gelditu egiten da eta izarra osorik mantentzen da, baina nukleoaren kolapsoa berriz ere gertatuko da nukleo handiagoa sortzen denean. 60-130 M ☉ inguruko nukleoetan, oxigenoaren eta elementu astunen fusioa hain da energetikoa izar guztia eten egiten dela, supernoba bat sortuz. Masa handienetatik hurbil dauden kasuetan, supernoba ohikoa baino askoz distiratsuagoa eta oso luzea da, botatako eguzki masa askoko 56Ni material guztiagatik. Nukleo masa handienetan, nukleoaren tenperatura fotodesintegrazioa ahalbidetzeko bezain altua bihurtzen da eta nukleoa zulo beltz bat bihurtzen da zuzenean.
II mota
Eguzkiaren masa zortzi aldiz baino gutxiago duten izarrek inoiz ez dute kolapsoan sartzeko bezain nukleo handirik garatzen, eta haien atmosfera pixkanaka galtzen joaten dira nano zuri bihurtu arte. Gutxienez 9 M☉ dituzten izarrek (gehienez 12 M☉ arte ziurrenik ) modu konplexu batean eboluzionatzen dute, pixkanaka elementu gero eta astunagoaz errez haien nukleoetan gero eta tenperatura altuagoetan. Izarra geruzatua bihurtzen da, tipula bat bezala, eta errazago fusionatzen diren elementuak kanpoko geruzetan erretzen dira. Nahiz eta burdin nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek oxigeno eta neonez osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan magnesioa ere badagoelarik. AGB super izar hauek nukleo kolapsoaren bidez sortzen diren supernoben gehiengoa osatzen dute, baina masa handiagoa duten supernobak bezain argitsuak ez direnez, ez dira hainbestetan behatzen.
Nukleoaren kolapsoa superreraldoi fasean gertatzen bada, izarrak oraindik hidrogeno geruza bat duenean, emaitza II motako supernoba da. Izar distiratsu baten masa galera tasa metaltasunaren eta argitasunaren araberakoa da. Eguzkiaren antzeko metaltasuna duten izar oso distiratsuek hidrogeno guztia galdu egingo dute nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik eta, beraz, ez dute II motako supernoba bat osatuko. Metaltasun baxua badute, izar guztiak iritsiko dira nukleoaren kolapsora hidrogeno geruza batekin, baina masa nahikoa duten izarrak zuzenean zulo beltz bihurtuko dira, supernoba ikusgarririk sortu gabe.
Hasierako masa Eguzkiarena 90 aldiz duten izarrek, edo pixka bat gutxiago eta metaltasun altua, II-P motako supernobak sortu ohi dituzte. Hori baino masa handiagoa izateaz gain metaltasun erdiko eta altuko izarrek, haien hidrogeno gehiena galdua izango dute nukleoaren kolapsoa gertatzen denean eta emaitza II-L motako supernoba bat izango da. Metaltasun oso baxua dutenen artean, 140-250 M☉ inguruko izarrek nukleoaren kolapsoa jasango dute bikote ezegonkortasunagatik. Hidrogeno atmosfera eta oxigeno nukleo bat izango dute oraindik momentu horretan. Honek II motako ezaugarriak dituen supernoba bat eratzea eragingo du, baina kanporatutako 56Ni masa asko eta argitasun handiarekin.
Ib eta Ic motak
Supernoba hauek, II motakoak bezala, nukleoaren kolapsoa jasaten duten izar masiboak dira. Hala eta guztiz ere, Ib eta Ic motako supernoba bihurtzen diren izarrek kanpoko (hidrogeno) geruza gehienak galdu dituzte, bai haize estelar indartsuen eraginez edo bikote baten elkarrekintzarengatik. Izar hauek Wolf-Rayet izar gisa ezagutzen dira, eta metaltasun ertain eta altua dutenean gertatzen dira, non etengabeko haizeek masa galera nahikoak eragiten dituzten. Ib/c supernoben behaketak ez dira Wolf-Rayet izarretan behatutako edo espero diren datuekin bat etortzen. Azalpen alternatiboek hidrogenoa bitarren eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina helioz osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu. Supernoba bat nukleoaren kolapsoaren garaian izarren masa oso handia ez denean gertatzen denez (bestela zulo beltz bat eratuko luke), edozein izar masibok supernoba bat sor dezake nukleoaren kolapsoa gertatzen denerako masa nahikoa galdu badu.
Ib motako supernobak ohikoenak dira, eta WC motako Wolf-Rayet izarrek sortzen dituzte, haien atmosferetan oraindik helioa dagoenean. Masa-sorta estu baterako, izarrak WO mota bihurtu arte garatzen dira nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik. Hauek oso helio gutxi izaten dute eta Ic motako supernobak eratzen dituzte.
Ic motako supernoben ehuneko txiki bat gamma izpien eztandekin (GRB) lotzen da, nahiz eta hidrogenoa galdu duen edozein Ib edo Ic motako supernobak sor ditzakeela uste den. Leherketa hauek magnetarrak eratutako eremu magnetikoak sorturiko jarioekin lotzen dira. Jarioek energia bideratuko dute handitzen ari den kanpoko geruzara, oso distiratsua den supernoba bat sortuz.
Izar bitar batean, eztanda egiten duen izarrak materia gehiena galdu duenean oso material gutxi (0,1 M☉ inguru) kanporatu du. Muturreko kasuetan, supernobak soilik metalezko nukleoa duten izarretan gertatu daitezke, Chandrasekharren muga gutxigatik gainditzen dutenetan. SN 2005ek supernoba izan daiteke honen adibide bat. Argi gutxi eta azkar erortzen den argi kurba sortzen dute.
Huts egindakoak
Masa handiko zenbait izarren nukleoaren kolapsoak ez du supernoba ikusgarririk sortzen. Azalpen nagusia honakoa da: energia zinetikoak ezin du nukleoaren masa altuak sortzen duen grabitazio indarra gainditu eta beraz kanpoko geruzak barnera erortzen dira zulo beltz bat sortuz. Honelako gertakariak zailak dira antzematen, baina behaketa zabalek hainbat hautagai topatu dituzte. N6946-BH1 superrerraldoiak 2009ko martxoan eztanda txiki bat jasan zuen, ikusezin bihurtu aurretik. Argi infragorriko iturri ahul bat besterik ez da geratzen izarra zegoen lekuan.
Argi kurbak
Historikoki misterio bat izan da supernoba bat hainbat hilabetez distiratzen mantentzen zuen energiaren iturria. Nahiz eta supernoba mota bakoitza sortzen duen energia azkar desagertzen bada ere, argi kurbak kanporatzen ari den materialaren berotze erradioaktiboak osatzen dituzte. Batzuen arabera, pulsar zentraleko energia birakaria litzateke. Kanporatzen diren gasak azkar itzaliko ziren bero mantentzeko energia ekarpenik gabe. Gaur egun indarrean dagoen azalpena, kanporatzen diren gasen izaera oso erradioaktiboa, supernoba mota gehienentzako egokia da. Lehenengo aldiz 1960ko hamarkadan kalkulatu zen. SN 1987A supernoban gamma izpien lerroen behaketa zuzena egin zen, eta orduan argi eta garbi ikusi ziren nukleo erradioaktibo nagusiak.
Gaur egun, zuzeneko behaketari esker, badakigu II motako supernoba bat gertatzen deneko argiaren kurba aurreikusitako desintegrazio erradioaktiboak sortzen duela. Argi emisioa fotoi optikoek osatzen duten arren, isuritako gasek xurgatzen duten erradiazio indarra da hondarraren berotasuna mantentzen duena. SN1987A supernoban ikusi zenez, argi kurbaren maximoa 56Ni 56Co isotopoan desintegratzean sortu zen (6 eguneko semi-desintegrazio periodoa), eta argi kurbaren ondorengo zatia 56Co 56Fe isotopoan desintegratzeko behar duen denborarekin bat zetorren (77 eguneko semi-desintegrazio periodoa).
Supernoba mota desberdinen argi kurba ikusgai guztiak berotze erradioaktiboaren eraginez sortzen dira, baina forma eta anplitudea aldatu egiten dira sortze mekanismoen, erradiazio ikusgarria sortzen duen moduaren, bere behaketa garaiaren eta kanporatutako materialaren gardentasunaren arabera. Argi kurbak desberdinak izan daitezke beste uhin luzeratan. Adibidez, uhin ultramorean behatu gero, eztanda oso argitsu bat dago ordu batzuk bakarrik irauten dituena, baina oso zaila da begi hutsez ikustea. Ia motako supernoben argi kurba gehienak oso uniformeak izaten dira, magnitude absolutu maximo egonkorrarekin eta argitasun beherakada nahiko handiarekin. Ezaugarri hauengatik kandela estandar gisa erabiltzen dira kosmologian, nahiz eta aurreikusitako 847keV eta 1238keV gamma izpiak 2014. urteraino ez ziren detektatu. Ib eta Ic supernoben argi kurbak Ia motakoen antzekoan dira, nahiz eta bataz besteko argitasun maximo txikiagoa duten. Hala ere, Ic motako supernoba argitsuenei hipernoba deitzen zaie, eta argitasun maximoa altuagoa izateaz gain argi kurba zabalagoak ere badituzte. Energia gehigarriaren iturriak sortzen ari den zulo beltz birakari baten isurketak direla uste da, eta gamma izpien eztandak ere sortzen ditu.
II motako supernoben argi kurbak I motakoena baino gainbehera askoz motelagoa du, eguneko 0,05 magnitude bataz beste, meseta-fasean izan ezik. Desintegrazio erradioaktiboak beharrean, argi ikusgarria energia zinetikoak sortzen du hainbat hilabetez, nagusiki superrerraldoi sortzailean dagoen hidrogenoa dela eta. Hasierako suntsipenean hidrogenoa berotzen eta ionizatzen da. II motako supernoben gehiengoak argi kurban meseta luzeak erakusten ditu, hidrogeno hau birkonbinatzen denean argia igorri eta gardenagoa bihurtzen baita. Ondoren, desintegrazio erradioaktiboak eragindako gainbehera hasten da, baina I motako supernobetan baino geldoagoa.
II-L motako supernobetan, mesetarik ez dago izar sortzaileak hidrogeno gutxi zuelako. Hidrogeno hau espektroan agertzeko nahikoa da, baina ez meseta sortzeko. IIb motako supernobetan aldiz, hidrogenoa hain dago agortua sortzen duten argi kurba I motakoen antzekoa dela.
Supernoba kopuru handiak katalogatu eta sailkatu dira, kandela estandar gisa erabili ahal izateko. Batez besteko ezaugarriak zertxobait aldatzen badira ere supernoba gertatu den galaxiaren distantzia eta motaren arabera, oro har, supernoba mota bakoitzerako zehaztu daitezke:
Oharrak:
Asimetria
II motako supernobetan, geratzen den objektua abiadura handiaz urruntzen ari da leherketaren epizentrotik. Honen zergatiaren azalpen zehatzik ez dago gaur egun, hainbat teoria baldin badaude ere. Pulsarrek, eta, beraz, neutroi izarrek, abiadura handiak izan ohi dituzte eta zulo beltzek ustez baita ere, nahiz eta hauek isolaturik behatzea oso zaila den. Hasierako bultzada handia izan daiteke, eguzki masa baino gehiagoko objektu bat 500 km/s abiadura edo handiagoarekin kanporatuz. Honek hedapena asimetrikoa dela adierazten du, baina abiadura hau objektu trinkora zergatik hedatzen den ez dago argi. Bultzada honen azalpen proposamenak kolapsatzen ari den izarrean sorturiko konbekzioa da eta izpi neutroien eraketan zehar zurrusten sorrera dira.
Asimetriaren azalpen posible bat nukleoaren gaineko eskala handiko konbekzioa da. Konbekzioak elementuen tokiko ugaritasunen aldaerak sor ditzake, kolapsoaren, erreboteen eta sortutako hedapenean erreakzio nuklear irregularrak eraginez.
Beste azalpen posible baten arabera, erdiko neutroi izarrera doan gas akrezioak disko bat sortuko luke, zehazki bideratutako zurrustak bidaltzen dituena. Horrela, materia izarretik abiadura handiz kanporatua izango litzateke eta izarra guztiz hondatuko luketen astinaldiak eragin. Zurrusta hauek ezinbesteko eragina lukete supernoban. (Antzeko eredu bat onartuagoa dago gaur egun, gamma-izpien eztandak azaltzeko ere balio duelako).
Hasierako asimetriak Ia motako supernobetan ere baieztatu dira behaketa bidez. Emaitza honek esan nahi du supernoba mota honen hasierako argitasuna ikusmen angeluaren araberakoa izan daitekeela. Hala eta guztiz ere, hedapena geroz eta simetrikoagoa bilakatzen da, denbora igaro ahala. Hasierako asimetriak detektagarriak dira argi emisioaren polarizazioa neurtuz.
Izar sortzailea
Supernoba moten sailkapena estuki lotuta dago kolapsoaren garaian izarra den motarekin. Supernobako mota bakoitzaren gertakaria metaltasunaren araberakoa da, eta, ondorioz, galaxia ostalariaren adinaren araberakoa baita ere.
Ib/c eta II-L motak, eta seguruenik IIn motako gehienak galaxia urrun eta zaharretan ez dira hain ohikoak. Ondorengo taulak nukleoaren kolapsoagatik sortu diren supernoba mota bakoitzaren izar sortzailea erakusten du, auzune lokalean geratu diren proportzioarekin batera.
Duela hamarkada gutxi arte, supererraldoi beroak lehertzen ez zirela uste zen, baina behaketek erakutsi dute ez dela horrela. Supererraldoi urdinek supernoba sortzaile baieztatuen proportzio handia osatzen dute, uste zena baino altuagoa. Distira altuagatik eta antzemateko erraztasunaren ondorioz izan daitekeela uste da. Wolf-Rayet sortzaile bakar bat ere ez da argi eta garbi identifikatu. Supererraldoi urdinen masa galtzearen arrazoiak ez daude argi, baina ikerketa batek izar aldakor urdin argitsuek egin dezaketen ibilbidea adierazi du, ziurrenik IIn motako supernoba bezala.
Elementu astunen iturburua
Supernobak dira nitrogenoa baino astunagoak diren elementuen iturri nagusia. Elementu horiek fusio nuklearraren bidez ekoizten dira 34Srainiko nukleoetan. Bi mekanismo daude: Lehena, 36Ar eta 56Ni arteko nukleoetan silizioa erretzean sortzen den silizio fotodesintegrazioaren berrantolaketa eta kuasiekilibrioa. Bigarrena, burdina baino astunagoak diren elementuetan gertatzen den neutroien harrapaketa. Silizio erretzean gertatzen den nukleosintesia r-prozesuetan gertatzen dena baino 1000-100,000 aldiz baino handiagoa da. Supernobak dira r-prozesua gertatzen den lekua izateko hautagai nagusiak, baina ez bakarrak. R-prozesua tenperatura eta dentsitate altuko neutroietan gertatzen den neutroi harrapaketa azkarra da. Erreakzio horiek neutroietan aberatsak diren nukleo ezegonkorrak sortzen dituzte eta beta desintegrazioa azkar jasaten dute forma egonkorragoetara. R-prozesuak burdinatik haratagoko elementuen isotopo astunen erdia sortzen du, plutonioa eta uranioa barne. Burdina baino astunagoak diren elementuak ekoizteko beste prozedura garrantzitsu bakarra AGB izar gorri erraldoi handi eta zaharragoetan ematen den s-prozesua da. Prozesu honetan elementuak geldoago eta denboran luzeago sortzen dira, baina ez dira beruna baino astunagoak diren elementuak sortzen.
Izarren eboluzioan eragina
Supernoba askoren hondarrak objektu trinko bat eta azkar hedatzen den material shock-olatuak dira. Material hodei honek inguruan duen izarrarteko ingurunea garbitu egiten du, bi mende iraun ditzakeen hedapen fasean zehar. Uhin hau pixkanaka hedapen adiabatiko fase batean sartuko da, eta pixkanaka hozten eta eta inguruko izarrarteko ingurunearekin nahasten joango da 10.000 urte inguru iraun dezakeen prozesuan.
Big Bangak hidrogenoa, helioa eta litiozko aztarnak sortu zituen, elementu astunago guztiak izarretan eta supernobetan sintetizatzen diren bitartean. Supernobek inguruko izarrarteko espazioa aberasten laguntzen dute, hidrogeno eta helioz gaindiko elementuekin. Elementu hauei astronomian "metalak" deitu ohi zaie.
Txertatutako elementu hauek molekula lainoak, izarrak sortzen diren guneak, aberasten dituzte. Hori dela eta, izar bakoitzaren sorkuntzak konposizio ezberdina dauka, hidrogeno eta helioaren nahasketa ia hutsetik abiatuta metalean aberatsagoa den konposizioetara. Supernobak dira elementu astunago hauek banatzeko mekanismo nagusia, izar batean fusio nuklearraren garaian sortzen direnak. Izarra sortzen den unean presente dauden elementu ezberdinen ugaritasunak izarren bizimoduan eragin garrantzitsua du, eta bere orbitan planetak izateko aukeran ere eragin dezake.
Bizitza laburreko isotopo erradioaktiboetatik sortutako produktuen frogek erakutsi dutenez, inguruko supernoba batek lagundu zuen duela 4,5 milioi urte Eguzki-sistemaren konposizioa zehazten. Baliteke sistema honen eraketa abiaraztea ere. Supernobek sortutako elementu astunek, denbora astronomikoan zehar, Lurraren bizitza kimikoa ahalbidetu zuen.
Lurrean eragina
Supernoba batzuek, hurbil gertatuz gero, Lurraren biosferan nabaritzen diren eraginak sortu ditzakete. Supernoba motaren eta energiaren arabera, 3000 argi-urterainoko distantzia izan liteke. Supernobatik ateratako gamma izpiek goi atmosferako nitrogeno molekularra nitrogeno oxido bihurtuko lukeen erreakzio kimikoa bultzatuko lukete, ozono geruza ahulduz. Honela, gainazala eguzkitik datorren erradiazio ultramore kaltegarriarekiko agerian geratuko litzateke. Gertaera hau Ordoviziar-Siluriar desagertzearen kausa bezala proposatu da, Lurraren bizitza ozeanikoaren % 60 inguru hiltzea eragin zuena. 1996an, iraganeko supernoben aztarnak lurrean antzeman zitezkeela teorizatu zen, arroka estratuetan egongo liratekeen isotopo metaliko moduan. 60Fe aberastua zuen harri bat topatu zen Ozeano Barearen sakoneko itsasoetan. 2009an, nitrato ioien maila altuak aurkitu ziren Antartikako izotzean, 1006 eta 1054 supernobekin bat egin zutenak. Supernoba hauen gamma izpiek nitrogeno oxidoen maila handitu ahal izan zuten, gero izotzean harrapatuta geratuz.
Lurraren inguruan gertatuz gero, supernoba arriskutsuenak Ia motakoak izango liratekeela uste da. Supernoba hauek sistema bitarretako nazio zurietan sortzen direnez, litekeena da Lurrarengan eragin dezakeen supernoba bat aurreikusi gabe gertatzea ondo ikertu gabeko izar sistema batean. Ezagutzen den hautagai hurbilena IK Pegasi da. Azken kalkuluen arabera, II motako supernoba bat zortzi parsec (26 argi urte) baino hurbilago egon beharko litzateke Lurraren ozono geruzaren erdia suntsitzeko, eta ez dago horrelako hautagairik 500 argi urte baino gutxiagora.
Esne Bideko hautagaiak
Esne Bideko hurrengo supernoba ziurrenik detektagarria izango da, galaxiaren urruneko aldean gertatzen bada ere. Litekeena da supererraldoi gorri arrunt baten kolapsoagatik sortzea. Ziurrenik, dagoeneko katalogatua egongo da argi infragorriarekin egindako bilaketa masiboetan, 2MASS kasu. Beste izar mota baten nukleoaren kolapsoagatik sortzeko aukera txikiagoa da. Hauen artean daude hipererraldoi horiak, izar aldakor urdin argitsuak edo Wolf-Rayet izarrak. Hurrengo supernoba nano zuri batek sortutako Ia motakoa izateko aukera herena da, nukleoaren kolapsoz sortutako supernobekin alderatuz. Kasu honetan ere behagarria izango litzateke edonon gertatuta ere, baina aukera gutxiago daude izar sortzailea dagoeneko katalogatua egoteko.. Ia motako supernobak sortzen dituzten sistemek zehazki ze itxura duten ez dago argi, eta zaila da parsec batzuk baino urrunago daudenak antzematea. Kalkuluen arabera, gure galaxian 2 eta 12 supernoba gertatzen dira mende batean, nahiz eta ez den bat ere ikusi hainbat mendeetan.
Estatistikoki, hurrengo supernoba hipererraldoi gorri batek sortuko badu ere, zaila da identifikatzea horietatik zeintzuk dauden haien bizitzaren bukaeran eta zeintzuei gelditzen zaizkien hainbat milioi urte. Supererraldoi gorri masiboenak haien atmosfera galduko dutela espero da, eta Wolf-Rayet izarretara eboluzionatu nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik. Gaur egun fase horretan dauden izar guztiei miloi bat urte gelditzen zaizkiela espero da fasez aldatu aurretik, baina kasu honetan ere zaila da nukleoaren kolapsotik zeintzuk dauden hurbilago zehaztea. WO Wolf-Rayet motako izarrei nukleoaren kolapsoa jasan aurretik milurteko gutxi batzuk gelditzen zaizkiela uste da, beren helioa nukleoa agortu baitute. Dena den, mota honetako zortzi bakarrik ezagutzen dira, eta horietako lau bakarrik daude Esne Bidean.
Hurbil dauden edo ondo ezagutzen diren izarretatik, ondokoak identifikatu dira supernoba potentzial bezala: Antares eta Alfa Orionis supererraldoi gorriak; Rho Cassiopeia hipererraldoi horia, Eta Carinae izar aldakor urdin argitsua, dagoeneko supernoba iruzurti bat sortu duena; eta Gamma Velorum sistemako osagairik distiratsuena, Wolf-Rayet izar bat. Badaude beste batzuk gamma izpien eztandak sortzeko aukerak dituztenak, adibidez WR 104, nahiz eta ez dagoen den oso probablea.
Starksia guttata
Starksia guttata Starksia generoko animalia da. Arrainen barruko Labrisomidae familian sailkatzen da.
Supernoba
Supernoben garrantzia energia ilunaren azterketan
Harrezkero, hainbat iturri independentek berretsi dituzte emaitza horiek. Mikrouhinen hondo kosmikoaren neurketak, grabitazio-lenteak eta kosmosaren eskala handiko egitura eta supernoben neurketa hobetuak Lambda-CDM ereduarekin bat etorri dira. Batzuek diote energia ilunaren existentziaren zantzu bakarrak distantzia-neurketen behaketak eta horiei lotutako gorritasunezko lerradurak direla. Mikrouhinen hondo kosmikoaren anisotropiek eta barioien gorabehera akustikoek soilik balio dute erakusteko gorriranzko lerradura jakin baterako distantziak Friedmann-Lemaîtreren unibertso "hautseztatu" batetik eta Hubbleren konstante lokaletik espero zitekeena baino handiagoak direla.
Supernobak baliagarriak dira kosmologiarako, kandela estandar bikainak direlako distantzia kosmologikoen bidez. Ikertzaileei unibertsoaren hedapenaren historia neurtzeko aukera ematen diete, objektu batekiko distantziaren eta gorriranzko lerraduraren arteko erlazioa behatuz, gugandik zein abiaduratara urruntzen den adierazten duena. Erlazioa gutxi gorabehera lineala da, Hubbleren legearen arabera. Nahiko erraza da gorriranzko lerradura neurtzea, baina objektu batekiko distantzia aurkitzea zailagoa da. Normalean, astronomoek kandela estandarrak erabiltzen dituzte: berezko distira edo magnitude absolutua duten objektuak. Horri esker, objektuaren distantzia neur daiteke behatutako bere distira errealetik edo itxurazko magnitudetik abiatuta. Ia motako supernobak dira kandela estandar ezagunenak distantzia kosmologikoen bidez, muturreko argitasuna eta konstantea dutelako.
Supernoben azken behaketak koherenteak dira energia ilunak % 71,3an eta materia ilunaren eta materia barionikoaren konbinazioak % 27,4an osatutako unibertsoarekin.
Saint-Mars-Vieux-Maisons
Biztanleria
2007an Saint-Mars-Vieux-Maisons udalerrian erroldatutako biztanleak 290 ziren. Familiak 99 ziren, horien artean 17 pertsona bakarrekoak ziren (13 bakarrik bizi ziren gizonak eta 4 bakarrik bizi ziren emakumeak), 26 seme-alabarik gabeko familiak ziren, 47 seme-alabak dituzten bikoteak ziren eta 9 seme-alabak dituzten guraso-bakarreko familiak ziren.
Biztanleriak, denboran, ondorengo grafikoan ageri den bilakaera izan du:
Erroldatutako biztanleak
Etxebizitza
2007an 125 etxebizitza zeuden, 101 familiaren etxebizitza nagusia ziren, 21 bigarren erresidentzia ziren eta 3 hutsik zeuden. Etxebizitza guzti hauek 125etxeak ziren. 101 etxebizitza nagusietatik 96 bere jabearen bizilekua ziren, 3 alokairuan okupaturik zeuden eta 2 doan lagata zeuden; 2 etxek bi gela zituzten, 15 etxek hiru zituzten, 27 etxek lau zituzten eta 57 etxek bost zituzten. 77 etxek euren parking plaza propioa zuten azpian. 39 etxetan ibilgailu bat zegoen eta 57 etxetan bat baino gehiago zituzten.
Biztanleria-piramidea
2009an sexu eta adinaren araberako biztanleria-piramidea hau zen:
Ekonomia
2007an lan egiteko adina zuten pertsonak 174 ziren, horien artean 126 aktiboak ziren eta 48 inaktiboak ziren. 126 pertsona aktiboetatik 117 lanean zeuden (70 gizon eta 47 emakume) eta 8 langabezian zeuden (2 gizon eta 6 emakume). 48 pertsona inaktiboetatik 6 erretiraturik zeuden, 21 ikasten zeuden eta 21 "bestelako inaktibo" gisa sailkaturik zeuden.
Diru sarrerak
2009an Saint-Mars-Vieux-Maisons udalerrian 98 unitate fiskal zeuden, 291 pertsonek osaturik. Pertsona bakoitzeko diru-sarrera fiskalaren mediana urteko 17.790 euro zen.
Ekonomia jarduerak
2007an zeuden 5 komertzioetatik, 1 bestelako produktu industrialen fabrikazioko enpresa zen, 3 eraikuntza enpresak ziren eta 1 zerbitzu enpresa zen.
Exozitosi
Exozitosia zitoplasman dagoen besikula, zelula mintzarekin fusionatzeko prozesu zelularra da. Honen bitartez, besikularen edukia askatzen da gune extrazelularrera. Prozesu hau seinale extrazelular bat iristean jartzen da martxan.
Saint-Mars-Vieux-Maisons
Ekonomia jarduerak
2009an zeuden norbanakoentzako 3 zerbitzu publikoetatik, 2 iturginak ziren eta 1 eraikuntza enpresa.
2000. urtean Saint-Mars-Vieux-Maisons udalerrian 12 nekazaritza-ustiategi zeuden.
Gertuen dauden herriak
Diagrama honek gertuen dauden herriak erakusten ditu.
Cepolidae
Cepolidae arrain pertziformeen familia da, ekialdeko Atlantikoko, Indiako eta Ozeano Bareko itsasoetan bizi dena. .
Generoak
FishBaseren arabera, familiak egun 23 espezie ditu, 5 generotan banaturik:
Hona hemen generoen bilakaera:
NGC 6991-1
NGC 6991-1 galaxia bat da, Cygnus konstelazioan. William Herschelek aurkitu zuen n.
Maria Lucília Estanco Louro
Maria Lucília Estanco Louro (Beja, Portugal, 1922ko urtarrilaren 27a - Lisboa, 2018ko abenduaren 27a) irakasle, ekintzaile politiko eta bakezale portugaldarra izan zen, Estatu Berria erregimen autoritarioaren aurkakoa.
Biografia
Bejan jaio zen, Portugalen. Albertina Emília Freire eta Manuel Francisco Estanco Louroren alaba zen. Zientzia Historiko - Filosofikoetan graduatu zen Lisboako Unibertsitateko Letren Fakultatean 1944an. Bere tesiak, "Paul Gauguin, karakterologiaren argitan ikusia - Bizitza eta Lana" izenekoak, eztabaidak sortu zituen, bera baitzen Arteari buruz idazten zuen lehen pertsona Fakultatean, garai hartan Historiako ahaide txirotzat hartzen baitzen.
Portugalgo emakumeen bake elkartea
1940 eta 1944 artean Louro Associação Feminina Portuguesa para la Paz (AFPP) elkarteko kidea izan zen, eta idazkaria hiru urtez. Cândida Ventura Lisboako Arte Fakultateko lankidearekin batera, artistak, idazleak eta poetak mobilizatzen lagundu zuen, AFPPren lanean laguntzeko. Gerra-presoei bidaltzen zitzaizkien zigarro eta elikagaiekin pakete txikiak antolatu zituen talde bateko kide izan zen, Socorro Vermelho Internacional- ekin (Nazioarteko Sorospen Gorria), Internazional Komunistak ezarritako laguntza-erakundearekin lankidetzan aritzen zena.
Ibilbide akademikoa
1948tik aurrera Louro irakasle izan zen Faro, Beja, Evora, Oeiras eta Lisboako institutuetan. Ekarpen garrantzitsuak egin zituen Estatu Berriak babestutako irakaskuntza-metodo zaharkituak erreformatzen saiatzen zen irakasleen mugimenduan. Eztabaida horietako asko, halabeharrez, ezkutuan egin ziren. 1974ko apirilaren 25aren ondoren, Krabelinen Iraultzak Estatu Berria eraitsi zuenean, Lourok beste irakasle askorekin bat egin zuen irakaskuntzako curriculumaren berrikuspenak proposatzeko. Eskolako 6. eta 7. mailetako haurrak kontuan izanik, irakaskuntzako materiala Hezkuntza Ministerioak babestu zuen hasiera batean. Hala ere, irakasleen ideietako batzuk iraultzaileegiak zirela eta, ez ziren argitaratu.
Bizitza berantiarra
Berrogeiko hamarkadatik kausa komunista begiko izan arren, ez zen Portugalgo Alderdi Komunistara bildu hirurogeita hamarreko hamarkadara arte. Portugalgo Bake eta Lankidetza Kontseiluko (CPCC) kide izatera ere iritsi zen. Laurogeita hamarreko hamarkadan Vila Franca de Xirako errealismo Neo-Museoari liburuxka eta programa bilduma garrantzitsu bat eskaini zion. Portugal-Kuba Adiskidetasun Elkarteko kide ere egiten zen.
Legatua
Bere ikasleen artean intelektual, idazle eta politikari ugari zeuden, hala nola, Ana Maria Magalhães, António Damásio, António Torrado, Diogo Freitas do Amaral, Guilherme de Oliveira Martins, Joaquim Benite, Joaquim Letria, Miriam Halpern Pereira, Mário Vieira de Carvalho, Norberto Barroca eta Rui Vieira Nery. Bere 90. urtebetetzean, Lourok Não Apaguem a Memória (NAM) mugimendu portugaldarraren omenaldi bat jaso zuen. Honek Estatu Berriaren aurkako borrokaren gertaeren oroimenaren alde lan egiten du.
Nesotropha
Nesotropha Yponomeutidae familiako tximeleta genero bat da. Bere espezie tipoa Nesotropha pygmaeodes da.
Florence Nightingale efektu
Florence Nightingale efektua ospitaletako gaixoak beraiekin guztiz harreman profesionala izan arren erizain emakumeekin maitemintzeko joerari eta nahasmen psikiatrikoari deritzo. Florence Nightingale erizaintzaren aitzindariaren izena darama, hark nahasmen hori nozitu zuen berririk ez badago ere.
Świdwin landa-udalerria
Świdwin Poloniako Mendebaldeko Pomeraniako voivoderriko landa-udalerri bat da, Świdwin barrutian kokatuta. 247,25 km²ko azalera du eta 2017ko datuen arabera 5982 biztanle zituen.
Lur masa
Lur masa (ML edo  M 🜨, zeinetan astronomian Lurrari egokitzen zaion ikurra den) masa neurtzeko astronomian erabiltzen den unitate bat da eta haren unitate bat Lurraren masa baten baliokidea da. Lur masa bat M 🜨 = 5.9722×1024 kg dira azken neurketen arabera, betiere 6×1020 kg-ko errore tarte absolutuarekin eta 10−4-ko errore tarte erlatiboarekin. Hortik ondorioztatu daiteke Lurraren batez besteko dentsitatea 5515 kg⋅m−3-koa dela.
Balioa zehazten joan da azken mendean zehar, horren lekuko 1976an onartutako balioa (5.9742±0.0036)×1024 kg-koa zela. Astronomian beste planeten masa neurtzeko erabiltzen da Lur masa, bereziki planeta harritsuena eta exoplanetena. Eguzkiak 333.000 Lur masa ditu, hortik dator Eguzki masa unitatea. Lur masak ez du bere baitan hartzen Ilargiaren masa. Ilargiaren masa Lurrarenaren %1,2koa dela jakinik, Lurra+Ilargia sistemarena 6.0456×1024 kg ingurukoa dela ondoriozta daiteke.
Lurraren masari ekarpenik handiena burdinak eta oxigenoak egiten diote (%32 bakoitzak), magnesioa eta silizioa dituzte atzetik (%15 bakoitzak) eta atzerago daude kaltzio, aluminio eta nikela (%1,5 bakoitzak).
Lurraren masa zehaztasun osoz kalkulatzea zaila da, grabitazio konstantearen mende baitago eta hura baita zehaztasun gutxienarekin dakigun fisikako oinarrizko konstantea. Zehaztasun falta hori grabitazio indarraren ahuldadearen ondorio da. 1770ko hamarkadako Schiehallion esperimentuak lortu zuen lehen aldiz Lurraren masa zehatz kalkulatzea (errore tartea %20koa baino baxuagoa zelarik). Ehuneko bateko errore tartearekin kalkulatu zuen Cavendish esperimentuak 1798. urtean.
Benjamín Aceval (Paraguai)
Benjamín Aceval Paraguaiko udalerri bat da, Hayes presidentea departamenduan kokatua. 2017ko estimazioen arabera 19985 biztanle zituen.
Guardiaregia
Guardiaregia Italiako udalerri bat da. Campobassoko probintzian kokatuta dago, Molise eskualdean. biztanle ditu, kilometro koadroko azaleran banatuta.
Čeladná
Čeladná Txekiar Errepublikako udalerri bat da. 2.798 biztanle ditu eta 59,05 kilometro koadroko azalera. Frýdek-Místekeko barrutian dago.
Guardiaregia
Mugakideak
Guardiaregiak honako udalerri hauekin egiten du muga:
Čeladná
Historia
Udalerriaren lehen aipamen idatzia 1273 urtean egin zen.
Artzate Haitza
Artzate Haitza Aralarko mendilerroan dagoen mendi bat da, mendilerroko bigarren txikiena, Itaundieta mendiaren ondoren. Mendi honen tontorrean, erpin geodesiko bat dago.
Irispideak
Ataungo San Martin auzotik, Arratetara doan bidetik abiatu behar da. Arrateta igaro ondoren, eskuinerantz biratu behar da, Bedamako zelaia izeneko lepora iristeko. Aurrerago geratzen da Bedama baserria. Lehenago, Beamaburuko muinoa ezkerretik igarotzen duen bidea utzi behar da, antzinako Erremedioseko bainuetxetik, Bostbidetako bidegurutze eta lepoaren bila, Agaotzen mendebaldean. Bedamako zelaitik, bide bat pinudian barneratzen da, eta Artzate Haitzen azpitik iparralderanzko norantza hartzen du. Baina alde batera utzi behar da, eta, inongo biderik gabe, zuzenean pinuditik tontorrera igo behar da.
Le Lamentin
Le Lamentin (Lanmantin) Frantziar Karibeko itsasoz haraindiko Martinika lurraldeko hiria da. Halaber, Karibeko hiririk garrantzitsuenetariko bat da.
Hiria Fort-de-France - Aimé Césaire aireportuak zerbitzatzen du.
Urizaharreko gudua
Urizaharreko gudua 1838ko ekainaren 20 eta 22 artean Urizaharra inguruan gertaturiko gudua izan zen.
Gudua
Pedro Saarsfield eta Manuel Lorenzok zuzendutako armada liberalak, Los Arcosen borrokatu ondoren, Ebro zeharkatu zuen. Urizaharra parean zeuden 1500 karlista inguru menderatu ondoren, astebete baino lehen Gasteiz eta Bilbon sartu ziren.
Belle Plaine (Iowa)
Belle Plaine Iowako hiri bat da. Benton konderrian kokatua dago. 2010ean 2,534 biztanle zituen, 8.34 kilometro koadrotan banatuta.
Andrias davidianus
Andrias davidianus Andrias generoko animalia da. Anfibioen barruko Cryptobranchidae familian sailkatuta dago, Caudata ordenan.