cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Yıldız
Çöküş
Gelişiminin sonunda, ortalama büyüklükte bir yıldız artık dış katmanlarını kaybederek bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Eğer dış atmosferi döküldükten sonra kalan kütle 1,4 güneş kütlesinden az ise görece oldukça küçük bir nesne (yaklaşık Dünya kadar) hâline gelene kadar küçülür. Daha fazla sıkışmanın oluşması için yeterince büyük olmayan bu yıldızlara beyaz cüce denir. Her ne kadar yıldızlar plazma yuvarları olarak tanımlansalar da beyaz cücenin içindeki elektron yozlaşmış madde artık plazma değildir. Beyaz cüceler oldukça uzun zaman sonra kara cücelere dönüşeceklerdir. Daha büyük yıldızlarda demir çekirdek artık kendi kütlesini destekleyemeyecek kadar, yani 1,4 güneş kütlesinden daha fazla büyüyene kadar çekirdek kaynaşması devam eder. Çekirdeğin içindeki elektron proton yönlendirilince ve ters beta bozunması ya da elektron yakalanması ile patlayıp nötron ve nötrinolar oluşturunca çekirdek birdenbire çöker. Bu çökmenin oluşturduğu şok dalgaları yıldızın geri kalanının bir süpernova olarak patlar. Süpernovalar o kadar parlaktır ki kısa süre içinde bulunduğu galaksinın tamamından daha parlaktır. Samanyolunda oluştuklarında, tarih boyunca daha önce yıldız görülemeyen yerlerde ortaya çıkan "yeni yıldızlar" olarak gözlemlenmişlerdir.
Yıldızın maddesinin çoğu, süpernova patlamasıyla uzaya kaçar ve Yengeç Bulutsusu gibi bulutlar oluşturur. Geri kalan bir Nötron yıldızı hâline gelir (kendilerini bazen Pulsar ya da X ışını patlaması şeklinde gösterir) ya da dört güneş kütlesine eşdeğer bir kalıntı bırakacak kadar büyük bir yıldız ise kara delik olur. Bir nötron yıldızında madde, nötron yozlaşmış madde denilen hâlde bulunur ve çekirdekte de Kuark maddesi denen daha da egzotik bir yozlaşmış madde bulunur. Karadeliğin içindeki maddenin hâli henüz anlaşılamamıştır.
Ölen yıldızların kaçan dış katmanları yeni yıldız oluşumunda kullanılabilecek ağır elementleri de içerir. Bu ağır elementler kayalık gezegenlerin oluşumuna izin verir. Süpernovalardan ve yıldız rüzgârlarından çıkan akış, yıldızlararası ortamın şekillendirilmesinde önemli rol oynar.
Yaygınlık
Yıldızların çoğunluğunun kütleçekimi ile birbirine bağlı çoklu yıldız sistemlerinde çift yıldızları oluşturduğu çok uzun zamandır kabul görmüş bir varsayımdır. Bu özellikle çok büyük olan O ve B sınıfı yıldızlar için özellikle doğrudur ve %80’i çoklu sistemdir. Ancak daha küçük yıldızlarda tek yıldız sistemlerinin oranı artar; kırmızı cücelerin yalnızca %25’inin bir eşi olduğu bilinmektedir. Tüm yıldızların %85’i kırmızı cüce olduğuna göre Samanyolu’ndaki yıldızları çoğu doğuştan tektirler.
Daha geniş kümelere yıldız kümesi denir. Bunlar birkaç yıldızlık yıldız topluluklarından yüzlerce, binlerce yıldızdan oluşan devasa küresel kümelere kadar sıralanırlar. Yıldızlar evrende düzenli bir şekilde dağılmamış ve normalde yıldızlararası gaz ve tozla birlikte galaksilerde toplanmışlardır. Sıradan bir galaksiiçinde yüzlerce milyar yıldız bulunur ve gözlemlenebilir evrende 100 milyardan (1011) daha fazla galaksivardır. Genelde yıldızların sadece galaksilerde olduğuna inanılsa da galaksilerarası yıldızlar da bulunmuştur.
Astronomlar gözlemlenebilir evrende en azından 70 seksilyon (7×1022) yıldız olduğunu tahmin etmektedir. Bu Samanyolumuzda bulunan 300 milyar yıldızın 230 milyar katıdır. Güneş’ten sonra Dünya’ya en yakın yıldız 39,9 trilyon (1012) kilometre ya da 4,2 ışık yılı uzaklıkta olan Proxima Centauri’dir. Bu yıldızın ışığının dünyaya ulaşması için 4,2 yıl gerekmektedir. Uzay Mekiği’nin yörünge hızıyla (saniyede 8 kilometre — yaklaşık saatte 30,000 kilometre) yolculuk edersek Proxima Centauri’ye ulaşmak için 150.000 yıl gerekecektir. Buna benzer uzaklıklar galaksitekerlerinde, Güneş’in çevresi de dahil olmak üzere tipik uzaklıklardır. Yıldızlar galaksilerin merkezinde ve küresel kümelerde birbirlerine çok daha yakın olabildikleri gibi, galaksi halesinde çok daha uzak olabilirler.
Düşük yoğunlukları nedeniyle galaksilerde yıldızların birbiriyle çarpışmasının oldukça nadir olduğu düşünülür. Ancak galaksimerkezi ile küresel kümenin çekirdeği gibi daha yoğun bölgelerde bu çarpışmalara daha sık rastlanır. Bu tür çarpışmalar sonucunda mavi başıboşlar diye bilinen oluşumlar olur. Bunlar anakolda aynı parlaklığa sahip yıldızlardan daha yüksek yüzey sıcaklığına sahip anormal yıldızlardır.
Özellikler
Yıldızların hemen hemen tüm özelliklerini başlangıçtaki kütlesi belirler. Bu özelliklerin arasında parlaklık, büyüklük, yıldızın gelişimi, yaşam süresi ve kaçınılmaz sonu da bulunur.
Yaş
Yıldızların çoğu 1 milyar ile 10 milyar yıl arasında yaşa sahiptir. Bazı yıldızlar gözlemlenen evrenin yaşı olan 13,7 milyar yaşına yakındır. Yıldız ne kadar büyük olursa yaşam süresi de o kadar kısa olur çünkü büyük yıldızların çekirdeklerinde daha büyük olan basınç hidrojenin daha hızlı yanmasına neden olur. En büyük yıldızlar ortalama bir milyon yıl yaşarlarken minimum kütleye sahip olan kırmızı cüceler yakıtlarını çok yavaş yaktıklarından on ile yüz milyar yıl arasında yaşarlar.
Kimyasal bileşim
Yıldızlar oluştuklarında yaklaşık kütlelerinin %71’i hidrojen, %27’i helyum, geri kalanı da metallerdir. Genel olarak metallerin oranı yıldız atmosferlerinde bulunan demir içeriğiyle belirlenir çünkü demir hem sık bulunan bir metaldir hem de soğurma çizgileri görece daha kolay ölçülür. Yıldızların oluştuğu moleküler bulutlar süpernova patlamalarıyla sürekli olarak metallerle zenginleştiğinden bir yıldızın kimyasal bileşimi yaşını belirlemek için kullanılır. Metallerin oranı ayrıca yıldızın bir gezegen sisteminin olması olasılığının da bir göstergesi olabilir. Daha ağır elementlerin varlığı, yıldızın bir gezegen sistemine sahip olma olasılığını arttırır.
Bugüne kadar ölçülen en düşük demir içeriğine sahip olan yıldız HE1327-2326 no.lu cücedir. Güneş’in demir içeriğinin 200.000'de birine sahiptir. Bunun aksine demir zengini μ Leonis Güneş'in sahip olduğunun iki katı kadar demir içeriğine sahipken bir gezegene sahip olan 14 Herculis bunun üç katı kadarına sahiptir. Spektrumlarında, belirli elementlerin (özellikle krom ve nadir toprak elementleri) olağan dışı bolluklarını gösteren kimyasal açıdan tuhaf olarak tanımlanabilecek yıldızlar da vardır. Güneş de dahil olmak üzere daha soğuk dış atmosfere sahip yıldızlar çeşitli iki ve çok atomlu moleküller oluşturabilir.
Çap
Dünya’ya olan büyük uzaklıkları nedeniyle Güneş dışındaki tüm yıldızlar, Dünya’nın atmosferinin etkisiyle gece gökyüzünde göz kırpan parlak noktalar olarak insan gözüne görünürler. Yıldız tekerleri yeryüzündeki optik teleskoplar tarafından gözlemlenemeyecek kadar küçük açısal boyutlarda olduklarından bu nesnelerin resimlerini alabilmek için interferometri içeren teleskoplar gerekir. Güneş de bir yıldızdır ancak teker olarak görünecek ve gün ışığı sağlayacak kadar Dünya’ya yakındır. Güneşten sonra en büyük görünen boyuttaki yıldız yalnızca 0,057 SOA’lık açısal çapı olan R Doradus yıldızıdır.
Devinim
Bir yıldızın Güneş’e göre hareketi yıldızın kaynağı ve yaşı için olduğu kadar yapısı ve bulunduğu galaksinin gelişimi hakkında da önemli bilgiler sağlayabilir.
Bir yıldızın özdevinimi teğetsel hızıdır. Bunun belirlenmesi için yılda mas (mili SOA) birimi kullanılarak çok hassas gökölçümleri yapılır. Bir yıldızın ıraklık açısını belirleyerek bir yıldızın özdevinimi hız birimlerine çevrilebilir. Yüksek özdevinimi olan yıldızlar Güneş’e görece daha yakın olan yıldızlardır ve ıraklık açısı ölçümü için oldukça iyi adaylardır.
Dikeyhız yıldızın Güneş'e doğru ya da Güneş'ten uzağa olan hızıdır. Bu hız tayf çizgilerindeki doppler kayması ile belirlenir ve birimi kilometre/saniyedir.
Her iki hareket hızı da belirlendikten sonra bir yıldızın Güneş’e ya da galaksiye göre olan uzay hızı belirlenebilir. Yakın yıldızlar arasında öbek I yıldızların daha yaşlı olan öbek II yıldızlara göre daha düşük hızlara sahip oldukları bulunmuştur. Öbek II yıldızların galaksidüzlemine eğik olan eliptik yörüngeleri bulunur. Yakındaki yıldızların devinimlerinin karşılaştırılması sonucunda yıldız toplulukları da tanımlandı. Bunlar büyük bir olasılıkla oluşumlarının kaynağında aynı dev moleküler bulutları paylaşıyorlardı.
Manyetik alan
Bir yıldızın manyetik alanı, konvektif dolaşımın meydana geldiği iç kısımlarda oluşur. İletken plazmanın bu hareketi, bir dinamo gibi işlev görür, buradaki elektrik yüklerinin hareketi, mekanik bir dinamo gibi manyetik alanları uyarır. Bu manyetik alanlar yıldız boyunca ve ötesinde geniş bir yelpazeye sahiptir. Manyetik alanın gücü yıldızın kütlesine ve bileşimine göre değişir ve yüzey manyetik aktivitesinin miktarı yıldızın dönüş hızına bağlıdır. Bu yüzey aktivitesi, manyetik alanın güçlü olduğu ve yüzey sıcaklığının normalden düşük olduğu yerlerde yıldız lekeleri oluşturur. Koronal döngüler, bir yıldızın yüzeyinden dış atmosferine yani koronasına kadar yükselen kemer şeklinde hareket eden manyetik alan akımı çizgileridir. Koronal döngüler, aldıkları yol boyunca sürükledikleri plazma nedeniyle görülebilir. Güneş püskürtüsü, aynı manyetik aktivite nedeniyle yayılan yüksek enerjili parçacıkların patlamasıdır.
Hızlı dönen genç yıldızlar, manyetik alanları nedeniyle yüksek yüzey aktivitesine sahip olma eğilimindedir. Manyetik alan, yıldız rüzgarı üzerinde hareket edebilir ve zaman içinde dönme hızını yavaş yavaş düşürmek için bir fren işlevi görür. Bu nedenle, Güneş gibi yaşlı yıldızlar çok daha yavaş dönme hızına ve daha düşük bir yüzey aktivitesine sahiptir. Yavaşça dönen yıldızların aktivite seviyeleri döngüsel olarak değişme eğilimindedir ve belirli bir süre boyunca tamamen durabilirler. Örneğin, 70 yıl süren Maunder Minimum dönemi boyunca hiç güneş lekesi oluşmamıştır.
Kütle
Bilinen en büyük yıldızlardan biri, Güneş’in kütlesinin 100 – 150 katı büyük olan ve birkaç milyon yıllık çok kısa bir yaşam süresine sahip olan Eta Carinae yıldızıdır. Yakın geçmişte yapılan Arches kümesindeki bir çalışma evrenin içinde bulunduğu dönem içinde 150 güneş kütlesinin üst sınır olduğunu önermektedir. Bu sınırlamanın nedeni kesin olarak bilinmese de kısmen bir yıldızın atmosferinden gazları kaçırmadan geçebilecek olan en yüksek aydınlatma gücü miktarını belirleyen Eddington aydınlatma gücü nedeniyle olduğu düşünülmektedir.
Big Bang’ten hemen sonra oluşan yıldızlar, bileşimlerinde lityumdan daha ağır metal bulunmaması nedeniyle 300 güneş kütlesi ya da daha büyük olabilirler. Bu aşırı büyük Öbek III yıldızların soyu çok uzun zamandır tükenmiştir ve ancak teorik olarak bulunurlar. Jüpiter gezegeninin kütlesinin 93 katı bir kütleye sahip olan ve AB Doradus A yıldızının eşi olan AB Doradus C yıldızı, çekirdeğinde çekirdek kaynaşması süren bilinen en küçük yıldızdır. Güneş’e benzer metallikte olan ve teorik olarak çekirdeğinde hâlâ çekirdek kaynaşması sürebilecek olan minimum kütle yaklaşık olarak Jüpiter’in 75 katı olarak tahmin edilmektedir. Ama metallik düşük olduğunda, sönük yıldızlar üzerine yapılan bir çalışma minimum yıldız boyutunun Güneş'in %8,3’ü yani Jüpiter’in kütlesinin yaklaşık 87 katı olduğunu göstermektedir. Bundan daha küçük boyutta olan yıldızlara kahverengi cüceler denir ve yıldızlar ile gaz devleri arasında çok iyi tanımlanamamış bölgede yer alırlar.
Yıldızın yarıçapı ve kütlesi yüzeydeki kütleçekimini belirler. Dev yıldızlar anakoldaki yıldızlardan daha düşük bir yüzey kütleçekimine sahip iken beyaz cüceler gibi yozlaşmış yoğun yıldızların yüzey kütleçekimi daha büyüktür. Yüzey kütleçekimi yıldız ışığının tayfını etkiler; daha yüksek kütleçekimi soğurma çizgilerini genişletir.
Dönme
Yıldızların dönme hızı tayf ölçümü ile yaklaşık olarak tahmin edilebilir ya da yıldız lekelerinin dönme hızının izlenmesiyle daha kesin olarak belirlenebilir. Genç yıldızlar ekvatorlarında 100 km/s’yi geçen büyük dönme hızlarına sahiptir. Örneğin B sınıfı yıldız Achernar kutuplar arasındaki uzaklıktan %50 daha büyük bir eşlek çapına yol açan yaklaşık 225 km/s’lik ya da daha büyük bir eşlek dönme hızına sahiptir. Bu hız ulaşıldığında yıldızın parçalanacağı dönüşül (kritik) hız olan 300 km/s’den çok az düşük olan bir hızdır. Karşılaştırıldığında Güneş ancak her 25 – 35 günde bir döner ve ekvator dönme hızı 1.994 km/s’dir. Bir yıldız anakol üzerinde gelişimini sürdürürken, mıknatıssal alanı ve yıldız rüzgârı dönme hızını önemli miktarda azaltmaktadır.
Sıkışık yıldız yoğun bir kütleye sıkıştıklarından yüksek bir dönme hızına sahiptirler. Ancak açısal momentum korunumundan (dönen bir cismin boyutundaki küçülmeye karşın dönme hızını arttırması) beklendiği hıza nazaran oldukça düşük dönme hızlarına sahiptir. Yıldızın açısal devinirliğinin önemli bir kısmı yıldız rüzgârının sonucunda oluşan kütle kaybıyla dağılır. Bunun yanı sıra bir pulsarın (atarca) dönme hızı oldukça yüksektir. Örneğin Yengeç bulutsusunun merkezindeki atarca saniyede 30 kere döner. Atarcanın dönme hızı ışınım nedeniyle giderek yavaşlayacaktır.
Sıcaklık
Anakoldaki bir yıldızın yüzey sıcaklığı çekirdekteki enerji üretim hızı ve yıldızın yarıçapı ile belirlenir ve genellikle yıldızın renk ölçeğinden hesap edilir. Sıcaklık normalde, yüzey alanı başına yıldız ile aynı parlaklığa sahip ideal bir kara cismin saçtığı enerji miktarına eş olan etkin sıcaklık değerinde verilir. Sıcaklık çekirdeğe doğru arttıkça, etkin sıcaklığın sadece yüzey hakkında bilgi verdiği de unutulmamalıdır. Bir yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık birkaç milyon kelvine ulaşabilir.
Yıldız sıcaklığı değişik elementlerin enerji kazanma ya da iyonlaşma hızını belirleyebileceğinden tayf üzerinde karakteristik soğurma çizgileri olarak belirirler. Bir yıldızın yüzey sıcaklığı, mutlak parlaklığı ve soğurma özellikleri ile yıldızın sınıflandırılmasında kullanılır. (aşağıdaki sınıflandırma bölümüne bakın).
Anakolda yer alan büyük yıldızlar 50,000 K’e varan yüzey sıcaklıklarına sahip olabilirler. Güneş gibi daha küçük olan yıldızların yüzey sıcaklıkları birkaç bin K.'dir. Kırmızı devler 3,600 K gibi görece düşük bir yüzey sıcaklığına sahip olmalarına rağmen çok geniş dış yüzey alanları nedeniyle yüksek parlaklığa sahiptirler.
Işınım
Çekirdekteki enerji üretimi yıldızların bu kadar çok parlak olmasının nedenidir. Ne zaman bir elementin iki ya da daha fazla atom çekirdeği birleşerek daha ağır bir elementin atom çekirdeğini oluşturmak için kaynaşsa oluşan çekirdek kaynaşması tepkimesinden gama ışını foton salınır. Bu enerji yıldızın dış katmanlarına ulaştığında görünür ışığın da dahil olduğu diğer elektromanyetik enerjiye dönüşür. Bir yıldızın görünür ışığının doruk titreşim sayısınca belirlenen (frekansı) rengi yıldızın fotosferini de içeren dış katmanlarına bağlıdır. Görünür ışığın yanı sıra yıldızlar insan gözünün göremediği elektromanyetik radyasyon türleri de yayar. Aslında yıldızların elektromanyetik radyasyonu elektromanyetik spektrumun en uzun dalga boyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalga boyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsar. Yıldızların elektromanyetik radyasyonunun görünür ya da görünmez tüm bileşenleri özellikleri ayırt etmede önem taşır. Yıldız tayfını kullanan astronomlar yıldızın yüzey sıcaklığını, yüzey kütle çekimini, metalliğini ve dönme hızını belirleyebilirler. Paralaks ölçümüyle yıldızın uzaklığı da biliniyorsa parlaklığı da belirlenebilir. Daha sonra yıldız modellemelerine bakılarak kütle, yarıçap, yüzey kütleçekimi ve dönme sıklığı (frekansı) tahmin edilebilir. Çift yıldız sistemlerindeki yıldızların kütlesi doğrudan ölçülebilir. kütleçekimsel mikromercekleme yöntemi de bir yıldızın kütlesini belirler. ) Bu değişkenleri kullanan astronomları yıldızın yaşını da tahmin edebilir.
Parlaklık
Astronomideparlaklık, bir yıldızın birim zamanda yaydığı ışığın ya da diğer ışınım enerjisinin miktarıdır. Bir yıldızın parlaklığı yarıçapı ve yüzey sıcaklığı ile belirlenir. Çoğu yıldız yüzeyi boyunca her yerden eşit olarak ışıma yaymaz. Örneğin, kendi etrafında hızlıca dönen Vega yıldızının kutuplarında, ekvatorunda olduğundan daha fazla enerji akısı (birim alan başına güç) gerçekleşir. Yüzeyde görülen ve ortalamadan düşük sıcaklık ile parlaklığa sahip olan bölgelere yıldız lekesi denir. Güneş gibi küçük, cüce yıldızlar genel olarak çok az miktarda küçük yıldız lekesi olan tekerlere sahiptir. Daha büyük dev yıldızlar daha büyük ve bariz yıldız lekelerine sahiptir ve güçlü yıldız kenar kararması gösterirler. Bu yıldız tekerinin kenarlarına doğru parlaklığın azalmasıdır. UV Ceti gibi kırmızı cüce parıltılı yıldızlarda oldukça belirgin yıldız lekesi oluşumları gösterebilirler.
Kadir sınıfı
Bir yıldızın görünür parlaklığı, kadir ile ölçülür. Bu kavram Dünya’dan uzaklığı, yıldızlararası toz ve gazın söndürücü etkisi ve atmosferden geçerken uğradığı değişime göre yıldızın parlaklığını belirler. Mutlak kadir yıldız ile Dünya arasındaki mesafe 10 parsek (32,6 ışık yılı) olsa kadir sınıfının ne olacağıdır ve doğrudan yıldızın parlaklığına bağlıdır.
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeği logaritmik sayılarından oluşur. Kadir sınıfındaki bir sayı değişikliği yaklaşık olarak parlaklığın 2,5 katı (100’ün beşinci kökü yaklaşık olarak 2,512) artmasına eşdeğerdir Yani birinci kadir sınıfındaki (+1.00) bir yıldız ikinci kadir sınıfındaki (+2.00) bir yıldızdan 2,5 kat daha parlaktır ve altıncı kadir sınıfından (+6.00) bir yıldızdan 100 kat daha fazla parlaktır. Uygun gözlem koşullarında gözle görülebilen en sönük yıldızlar yaklaşık +6 kadir sınıfındadır.
Hem görünür hem de mutlak kadir sınıfı ölçeğinde kadir sınıfı sayısı küçüldükçe yıldızlar daha parlak olur. Her iki ölçekte de en parlak yıldızlar eksi kadir sınıfında yer alır. İki yıldız arasındaki parlaklık farkını hesaplamak için parlak yıldızın kadir sınıfı (mb) daha sönük olan yıldızın kadir sınıfından (mf) çıkarılır ve aradaki fark 2,512 sayısının üssü olarak alınır; yani:
Hem parlaklığa hem de Dünya’dan uzaklığa bağlı olarak bir yıldızın mutlak kadir sınıfı (M) ile görünür kadir sınıfı (m) tam olarak birbirlerine eş değildir.; örneğin parlak bir yıldız olan Sirius’un görünür kadir sınıfı −1,44’tür ancak mutlak kadir sınıfı yalnızca +1,41’dir.
Güneş’in görünür kadir sınıfı −26,7’dir ama mutlak kadir sınıfı yalnızca +4.83. Geceleri gökyüzünde görülen en parlak yıldız olan Sirius Güneş’ten yaklaşık olarak 23 kat daha fazla parlaktır, gece gökyüzündeki ikinci en parlak yıldız olan Canopus −5,53’lük mutlak büyüklüğü ile Güneş’ten 14.000 kat daha fazla parlaktır. Canopus, Sirius’tan daha fazla parlak olmasına rağmen, Sirius daha parlak olarak görünür. Bunun nedeni Sirius’un Dünya’dan yalnızca 8,6 ışıkyılı uzakta olmasına karşın Canopus’un 310 ışıkyılı uzakta olmasıdır. 2006 yılı itibarıyla bilinen en yüksek mutlak kadir sınıfına sahip olan yıldız −14,2 ile LBV 1806-20 yıldızıdır. Bu yıldız Güneş’ten 38 milyon kat daha parlaktır. Bilinen en az parlaklığa sahip yıldızlar NGC 6397 kümesinde yer alırlar. BU kümedeki en sönük kırmızı cücelerin kadir sınıfı 26’dır ama 28 kadir sınıfına sahip bir beyaz cüce de bulunmuştur. Bu yıldızlar o kadar sönük bir ışığa sahiptirler ki ışıkları Ay üstünde yakılan bir mum ışığının Dünya’dan görünüşü kadardır.
Sınıflandırma
Mevcut yıldız sınıflandırma sistemi, yıldızların hidrojen çizgi gücüne göre A'dan Q'ya kadar sınıflandırıldığı 20. yüzyılın başlarında ortaya çıktı. Hidrojen çizgisi gücünün, sıcaklığa ait doğrusal bir fonksiyon olduğu düşünülmüştür. Ancak bu görünenden daha karmaşıktı: sıcaklık arttırıldığında 9000 K'e yaklaşıldı ve sıcaklığın daha da artmasıyla fonksiyon bozuldu. Sınıflandırmalar o zamandan beri yıldızların sıcaklığına göre yapılmakta ve şu an kullanılan sistem de buna dayanmaktadır.
Yıldızlar, tayflarına göre, çok sıcak olan O sınıfı yıldızlardan, atmosferlerinde moleküllerin oluşabileceği kadar soğuk olan M sınıfı yıldızlara kadar tek harfli sisteme göre sınıflandırılır. Azalan yüzey sıcaklıklarına göre ana sınıflandırmalar şunlardır: O, B, A, F, G, K ve M. Nadir bulunan tayf özelliklerine sahip yıldızlara özel sınıflandırmalar da bulunur. Bu tiplerin içinde en çok rastlananlar en soğuk düşük kütleli yıldızlar için L sınıfı ve kahverengi cüceler için de T sınıfıdır. Her harfin 0 ‘dan 9 ‘a (en sıcaktan en soğuğa) sıralanan 10 alt sınıfı bulunur. Ancak, O0 ve O1 sınıfları olmayabileceğinden, bu sistem aşırı yüksek sıcaklıklarda bozulur.
Bunlara ek olarak yıldızlar, uzaysal boyutlarına karşılık gelen ve yüzey kütleçekimlerine göre belirlenen spektral çizgilerindeki "parlaklık etkilerine" göre de sınıflandırılabilir. Bu ölçekteki yıldızlar 0 sınıfından (üstündevler) III sınıfına (devler), V sınıfından (anakol cüceleri) kimi yazarlarca dahil edilen VII sınıfına (beyaz cüceler) kadar sıralanır. Anakol yıldızları, mutlak kadir sınıflarına ve tayf tiplerine göre sınıflandırıldıklarında dar bir bandın üzerinde yer alırlar. Güneş orta sıcaklığa ve sıradan büyüklüğe sahip anakolda yer alan G2V tipi bir sarı cücedir.
Robert J.Mears
Robert J. Mears, İngiliz fizikçi ve mühendis. 1980'lerde Dr. Mears, Alec Gambling ve David Payne liderliğindeki Optoelektronik Araştırma Grubu üyelerinin yardımıyla Erbium Katkılı Fiber Amplifikatörü (EDFA) icat etti. 2001'de Atomera'yı kurdu. Mears, 250'den fazla yayın ve patentin yazarı ve ortak yazarıdır ve 46 onaylı ABD patentinin ortak mucididir. Cambridge'deki Pembroke College'ın Emeritus Üyesidir.
Yıldız
Sınıflandırma
Spektral tipin sonuna eklenen küçük harfler spektrumun kendine özgü özelliklerini belirtmek için kullanılır. Örneğin "e" harfi yayım çizgilerinin (emisyon çizgileri) varlığını belirtirken "m" harfi normal ötesi yüksek metal düzeyini belirtir. "var" ise tayf tipinde değişiklikler olduğunu belirtir.
Beyaz cücelerin kendilerine özgü D harfi ile başlayan sınıflandırmaları vardır. Tayfta belirgin olan çizgilerin tipine göre DA, DB, DC, DO, DZ ve DQ diye alt sınıflarına ayrılırlar. Bunları, sıcaklığı gösteren sayısal bir değer izler.
Robert J.Mears
Eğitim
Mears, Oxford Üniversitesi'nden 1982 yılında fizik lisans ve 1986 yılında yüksek lisans derecelerini aldı. 1982'de Southampton Üniversitesi'nde doktora eğitimine başladı. Orada ilk erbium katkılı fiber amplifikator ve çeşitli fiber lazerleri tasarladı ve sergiledi. Mears, “Nadir toprak katkılı fiber lazerlerin ve amplifikatörlerin geliştirilmesi” başlıklı teziyle 1987 yılında doktora derecesi aldı. Mayıs 1987'de Cambridge, Pembroke College'da Maudslay Araştırma Bursuna seçildi. 2001 yılında Atomera'yı kurdu. Cambridge'deki Pembroke College'ın Emeritus Üyesi'dir.
Yıldız
Değişen yıldızlar
Değişen yıldızlar, içsel veya dışsal özellikleri nedeniyle parlaklıklarında sıralı ya da rastgele değişiklikler gösteren yıldızlardır. İçsel özellikleri nedeniyle değişen yıldızlar üç ana gruba ayrılabilirler. Zonklayan değişen yıldızlar, yıldızın yaşlanma süreci nedeniyle zaman içinde büyüyerek ya da küçülerek yarıçapı değişen yıldızlardır. Sefe ve sefe benzeri yıldızlar ile Tansık gibi uzun dönemli yıldızları içerir.
Robert J.Mears
EDFA
1986 ve 1987'de Mears, Institute of Electrical Engineers (IEE) Journal "Electronics Letters" 'da yayınlanan "Düşük eşikli ayarlanabilir CW ve Q-anahtarlı fiber lazer, 1.55μm" ve "1,54μm'de düşük gürültülü Erbium katkılı fiber amplifikatör" başlıklı iki makalenin ortak yazarlığını yaptı.
Yıldız
Değişen yıldızlar
Patlayan değişen yıldızlar kütle fırlatma ya da püskürtme olayları nedeniyle parlaklıklarında ani yükselmeler gösteren yıldızlardır. Bu grubun içinde önyıldızlar, Wolf-Rayet yıldızları ve Parıltılı yıldızlar ile dev ve üstdev yıldızlar da bulunur. Afet ya da patlama değişken yıldızlarının özelliklerinde oldukça dramatik değişiklikler olur. Bu grubun içinde novalar ve süpernovalar bulunur. Yakınında beyaz cüce bulunan bazı çift yıldız sistemleri nova ve Tip 1a süpernova gibi olağanüstü yıldız patlamalarına neden olabilir. Beyaz cüce eş yıldızından hidrojen alarak çekirdek kaynaşması olana kadar kütlesinin artmasıyla patlama oluşur. Bazı novaların tekrar eden hatta sıralı orta ölçekte patlamaları olur.
Çift yıldızlarda yıldız tutulması gibi dışsal nedenlerle de yıldızların parlaklığı değişebilir. Ayrıca dönen yıldızlarda oluşan aşırı yıldız lekeleri nedeniyle de parlaklık değişebilir. Yıldız tutulmasına örnek verilebilecek olan çift yıldız sistemi Umacı'dır; parlaklığı düzenli olarak 2,87 gün içinde 2,3 ile 3,5 kadir sınıfı arasında değişir.
Robert J.Mears
Atomera
2001 yılında Mears, daha sonra Atomera adını alacak olan yarı iletken şirketi Mears Technologies'i kurdu. Firma, silikon transistörleri üretim sürecini kısaltmadan daha verimli hale getirmenin bir yolu olan MST platformunu geliştirdi.
Yıldız
Yapı
Element çekirdekleri yıldızın çekirdeğinde kaynaştıkça gama ışınları şeklinde enerji yayarlar. Bu fotonların çevresini saran plazma ile etkileşime girerek çekirdeğe ısı enerjisi eklerler. Anakoldaki yıldızlar hidrojeni helyuma çevirerek yavaş ama düzenli artan bir oran da çekirdekteki helyumu artırırlar. Sonunda helyum oranı baskın hâle gelir ve çekirdekteki enerji üretimi durur. Bunun yerine 0,4 güneş kütlesinden büyük yıldızlarda yozlaşmış helyum çekirdeğin çevresinde yavaşça genişleyen kabukta çekirdek kaynaşması oluşur.
Hidrostatik dengenin dışında kararlı bir yıldızın içinde enerji dengesini sağlayacak ısıl denge de bulunur. İçeride bulunan ışınsal sıcaklık eğimi sonucunda dışarıya doğru sürekli olarak bir enerji akışı oluşur. Yıldızın herhangi bir katmanından dışa doğru akan enerji akışı, yukarıdan içeriye doğru gelen enerji akışına tam olarak denktir. Işınım bölgesi yıldızın içinde enerji akışını sağlayacak kadar verimli bir ışınım aktarımı olan bölgedir. Bu bölgede plazma hareketsizdir ve herhangi bir kütle hareketi sönümlenir. Eğer böyle olmazsa plazma dengesiz hâle gelir ve konveksiyon bölge oluşturacak şekilde konveksiyon (ısı yayım) oluşur. Bu çekirdeğin yakınında ya da dış katmanın yüksek opaklık olan bölgelerinde, çok yüksek enerji akışının ortaya çıktığı yerlerde ortaya çıkar.
Anakol yıldızının dış katmanlarında ısıyayımı oluşması tayf tipine bağlıdır. Güneş’in birkaç katı kütlesi olan yıldızların içlerinde ısıyayımsal, dış katmanlarında da ışınım bölgeleri bulunur. Güneş gibi küçük yıldızlar da ise tam tersi ısıyayım dış katmanlarda yer alır. 0,4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan kırmızı cücelerin tamamında ısıyayım bulunur dolayısıyla da çekirdekte helyum birikmesi olmaz. Yıldızların çoğunda yıldız yaşlandıkça ve içinin oluşumu değiştikçe ısıyayım bölgeleri de değişir.
Anakol yıldızının gözlemci tarafından görülebilen kısmına fotosfer denir. Bu katmanda yıldızın plazma gazı ışığın fotonlarına karşı saydamlaşır. Çekirdekte üretilen enerji fotosferden uzaya doğru yayılır. Yıldız lekeleri ya da ortalamadan düşük sıcaklığa sahip bölgelere fotosferde ortaya çıkar. Işık yuvarın üzerinde yıldız atmosferi bulunur. Güneş gibi anakol yıldızlarında asmosferin en alt düzeyi içinde iğnelerin bulunduğu ve yıldız püskürtüleri başladığı ince kromosferdir. Bunu 100 km. içinde çok hızlı bir şekilde sıcaklığın arttığı geçiş bölgesi çevreler. Bunun ötesinde milyonlarca kilometre dışarıya uzanabilen aşırı ısıtılmış plazma olan güneş tacı bulunur. Bir tacın oluşumu yıldızın dış katmanlarında ısıyayımın oluşumuna bağlıdır. Çok yüksek ısısına rağmen taç çok az ışık yayar. Güneş’in tacı yalnızca güneş tutulmasında görünür hâle gelir. Taçtan sonra plazma parçacıklarından oluşan bir yıldız rüzgârı, yıldızlararası ortam ile etkileşecek şekilde dışarı doğru yayılır.
Çekirdek kaynaşması tepkime yolları
Yıldız nükleosentezinin bir parçası olarak, yıldızın kütlesine ve bileşimine bağlı olarak yıldız çekirdeklerinde birkaç dizi farklı çekirdek tepkimesi yer alır. Kaynaşan atom çekirdeğinin net kütlesi tepkimeye giren kütlenin toplamından azdır. Kaybolan bu kütle E=mc² kütle-enerji bağıntısına göre enerjiye çevrilir.
Hidrojen çekirdek kaynaşma süreci sıcaklıktan etkilenir, çekirdek sıcaklığındaki orta derece bir artış kaynaşma hızını oldukça önemli derecede artırır. Sonuç olarak anakol yıldızlarının çekirdek sıcaklıkları küçük bir M-sınıfı yıldızda 4 milyon °K ‘den büyük bir O-sınıfı yıldızdaki 40 milyon °K’ya kadar değişkenlik gösterir.
Güneşin 107 °K’lik sıcaklıktaki çekirdeğinde hidrojen proton-proton zincirleme reaksiyonu ile helyuma dönüşür.:
Bu tepkimeler genel olarak şu tepkimede toplanır:
e+ bir Pozitron, γ gama ışını Foton, νe ise bir nötrinodur. H ve He hidrojen ile helyumun izotoplarıdır. Bu tepkime sonucu salınan enerji milyonlarca elektronvolttur, yani oldukça küçük bir miktar enerjidir. Ancak devasa sayıda tepkimenin aynı anda oluşmasıyla yıldızın ışınım çıktısını sağlayacak kadar enerji üretilir. Buna karşılık, iki hidrojen gazı molekülünün bir oksijen gazı molekülü ile yanması sadece 5.7 eV salmaktadır.
108 °K’lik çekirdek sıcaklıklarına sahip olan ve kütlesi 0,5 ile 10 güneş kütlesi arasında değişen daha gelişmiş yıldızlarda ara metal olarak berilyumu kullanan üçlü alfa süreci ile helyum karbona dönüştürülebilir:
Yani toplam tepkime:
Daha büyük yıldızlarda büzülen çekirdeklerde daha ağır elementlerde Neon yanma süreci ve Oksijen yanma süreci ile yakılabilir. Yıldız nükleosentezinin son aşaması kararlı demir-56 izotopunu üreten Silisyum yanma sürecidir. Endotermik süreç haricinde artık çekirdek kaynaşması olamayacağından daha fazla enerji ancak kütleçekimsel çöküş ile üretilebilir.
Aşağıdaki örnek 20 güneş kütlesine sahip bir yıldızın tüm yakıtını tüketmesi için gereken zamanı gösterir. O-sınıfı bir anakol yıldızı olarak 8 güneş yarıçapına ve Güneş’in parlaklığının 62.000 katına sahip olacaktır.
Glycymerididae
Glycymerididae, Arcoida takımına bağlı bir hayvan familyasıdır.
Retina
Retina (latince:rete), ya da ağkatman çoğu omurgalı ve bazı yumuşakçaların gözünün en içindeki görmeyi sağlayan ışığa ve renge duyarlı hücrelerin bulunduğu göz doku tabakasıdır. Gözün optiği, retinadaki görsel dünyanın odaklanmış iki boyutlu bir görüntü oluşturur ve bu görüntüyü beyne elektriksel sinir uyarılarına çevirerek görsel algı oluşturur. Retina, bir kameradaki film veya görüntü sensörü 'ne benzer bir iş yapar.
Sinirsel retina, sinapslar ile birbirine bağlanan birkaç nöron katmanından oluşur ve pigmentli epitel hücrelerinin dış tabakası tarafından desteklenir. Retinadaki birincil ışığı algılayan hücreler, çubuklar ve koniler olmak üzere iki tip fotoreseptör hücredir. Çubuklar çoğunlukla loş ışıkta çalışır ve siyah-beyaz görmeyi sağlar. Koniler iyi aydınlatılmış koşullarda çalışır ve renk algısının yanı sıra okuma gibi görevlerde kullanılan çok net görmeden sorumludur. Üçüncü bir ışık algılama hücresi türü olan ışığa duyarlı ganglion hücresi, sirkadiyen ritimlerin sürüklenmesi ve gözbebeği ışık refleksi gibi refleks tepkiler için önemlidir.
Retina, göz küremizin iç yüzeyini kaplar, ince yarı saydam ve hafif pembe-kırmızı renkli bir zardır. Retina, göz küresi boşluğuna bakan iç kısımda duyusal (nörosensoriyel) tabaka ve dışa doğru kısımda pigmentli tabakadan oluşan iki katmanlı bir yapıdır. Retina, latince ağ anlamına gelen "rete" kelimesinden türemiştir, Türkçe karşılığı da ağ tabakasıdır, içerisindeki kan damarlarının görülebilir ağsı yapısı nedeni ile bu ismi almıştır.
Retinaya çarpan ışık, optik sinir lifleri aracılığıyla beynin çeşitli görme merkezlerine gönderilen ve en sonunda sinir uyarılarını tetikleyen bir dizi kimyasal ve elektriksel olayları başlatır. Çubuklardan ve konilerden gelen sinirsel sinyaller, akson ları optik siniri oluşturan retinal ganglion hücresi 'ndeki çıktıları aksiyon potansiyeli şeklini alan diğer nöronlar tarafından işlenir. Görsel algının birçok önemli özelliği, ışığın retina kodlaması ve işlenmesine kadar izlenebilir.
Omurgalıda embriyonik gelişim, retina ve optik sinir gelişmekte olan beynin, özellikle embriyonik diensefalon olarak ortaya çıkar; dolayısıyla, retina merkezi sinir sistemi 'nin (ingilizce: central nervous system kısaca CNS) bir parçası kabul edilir ve aslında beyin dokusudur. CNS'nin görselleştirilebilen tek kısmıdır istilacı-olmayan.
Embriyoloji
Göz organı, beynin bir uzantısı olarak gelişir. İlkel retina hücreleri santral sinir sistemini oluşturacak olan nöral tüpün kapanmasından önce göz organı nöral tüpün ön kısmında henüz bir çukurcuk şeklinde iken bile vardır. Bu aşamada retina beyine bir sapla bağlı küçük bir küre olarak düşünülebilir. Daha sonra bu kürenin içe doğru çökmesi ile kürenin ön tarafında kürenin içe bakan tarafı ile kürenin arka kısmındaki hücrelere yakınlaşır. Bu durum içi boş kil bir topağın parmakla çökertilmesine benzetilebilir. Ön kutup hücreleri duyusal retinayı, arka kutup hücreleri ise retina pigment epitelini oluşturmak için ayrımlaşır. Ön kısımda kalan hücreler ayrımlaşarak yedinci hafta içinde duyusal retinanın katmanlarını oluşturmaya başlar. Onuncu onikinci haftalar arasında retinanın iç ve dış katmanları belirginleşmeye başlar, makulanın gelişimi altıncı ayda başlar.
Retinanın topografik anatomisi
Retina göz dibine oftalmoskopla bakıldığında görülebilir. Optik sinirin göz küresini elekli bir delik sisteminden geçerek çıktığı nokta papilla'dır, aynı bölge optik disk, optik sinir başı olarak da adlandırılır. Optik sinir başı, retinanın merkezinde yer alır, burada fotoreseptör hücreler olmadığı için bu noktaya düşen ışık algılanamaz ve görme alanındaki izdüşümü "kör nokta" olarak anılır. Optik sinir başı boyutları kişiden kişiye değişkenlik gösterse de yaklaşık 3 mm² çapındadır. Şakağa doğru olan temporal kısmında makula yer alır, makula yaklaşık 5–6 mm çapındadır, merkezinde sarı nokta olarak da adlandırılan fovea yer alır. Foveada koniler yoğundur ve burası keskin görmemizi sağlar. İnsanlar ve primatlarda bir tane fovea vardır, ancak şahin gibi bazı kuşlarda iki tane fovea vardır, kedi ve köpeklerde ise fovea yerine bu işlevi üstlenen bant şeklinde anatomik bir alan bulunur.
Makula dışında kalan alan çevresel (periferik) retina olarak adlandırılır. Retina iris köküne yaklaşık 5–6 mm geride ora serrata denilen alanda sonlanır.
Duyusal retina
Duyusal retina çok katlı bir yapıya sahiptir ve ışık enerjisini sinirsel uyarıya çevirir. Duyusal retina sinir hücreleri ve destek hücrelerinden oluşmaktadır. Duyusal retinanın en iç katmanı sinir lifi katmanıdır, bu katman ganglion hücrelerinin akson denilen uzantıları tarafından oluşturulur. Akson ve dendritler tüm sinir hücrelerinde bulunan ve hücereler arası sinirsel iletişimi sağlamak için özelleşmiş olan ince uzantılardır. Ganglion hücrelerinden sonra, iç pleksiform katman vardır, bu katman ganglion hücrelerinin dendritleri ile daha dıştaki hücrelerin aksonal uzantıları ile birleştikleri bir katmandır.Daha sonra bipolar hücrelerinin gövdelerinin yer aldığı iç çekirdek tabaka gelir. İç çekirdek tabakada yer alan bipolar ve diğer bazı hücrelerin uzantılarının daha dış kısımlarda yer alan fotoreseptör hücreleri ile buluştukları dış pleksiform tabaka ve fotoreseptör hücrelerin gövdelerinin yer aldığı dış çekirdek tabaka ve fotoreseptör hücrelerin dış segmentlerinin yer aldığı fotoreseptör tabakası ise daha sonra gelir.
Duyusal retina, dört ana grup hücreden oluşur.
Fotoreseptörler
Çubuk ve koni olmak üzere iki tip fotoreseptör vardır. Çubuk hücrelerinin sayısı 110-125 milyon, koni hücrelerinin sayısı ise 6,3-6,6 milyon arasındadır. Fotoreseptör hücreleri görünür ışığı dalga boyuna yani rengine uygun olarak elektrik enerjisine çevirir. Bu uyarılar da retinanın en iç tabakasında yer alan ganglion hücreleri uzantıları tarafından oluşturulan optik sinir ile beyindeki görme merkezlerine ulaştırılır.
Çubuk Hücreleri
İnce uzun hücrelerdir, retinada 100 milyon adet çubuk hücresi bulunur, bunların boyları yaklaşık 100-120 mikrondur. Çubuk hücreleri alaca karanlıkta görmemizi sağlarlar, bu hücreler renklere karşı duyarlı değildir renkleri grinin tonları olarak görmemizi sağlarlar. Dış kısım ışık uyarımının alındığı bölgedir, burada ışığa duyarlı bir pigment olan rodopsin bulunur. Bir çubuk hücresinin dış kısmında yaklaşık 600-1000 adet yatay yerleşimli disk vardır. Rodopsin bu disklerin zarları üzerinde yer alır. Birleştirici bir sap ile hücrenin iç kısmı ile iletişim sağlanır.
Koni Hücreleri
Retina'da yaklaşık 3 milyon koni hücresi bulunur. Bunlar da uzun ince hücrelerdir, 65-75 mikron boyundadırlar. Yapıları hemen hemen çubuk hücrelerine benzer, yalnız dış kısımları koni şeklindedir. Koni hücreleri sarı nokta (fovea) denilen alanda yoğunlaşmıştır gündüz ışığında ve renkli görmemizi sağlarlar. Yüksek görme merkezi olan beyin korteksinin %90 kadar bir kısmı bu sarı noktadan gelen uyarıları işlemekle görevlidir.
Bipolar Hücreler
Bu hücreler, fotoreseptör hücrelerinden gelen uyarıları diğer hücrelere iletir ve sinyal integrasyonunda rol oynarlar. Bu hücrelerin bir alıcı kısmı bir de iletici bir kısmı vardır bu nedenle bipolar(iki kutuplu) olarak adlandırılır.
Ganglion Hücreleri
Ganglion hücreleri, retinanın iç kısmında yer alır ve gözün içine bakıldığında aksonal uzantıları ile oluşturdukları ince çizgiler görülebilir. Retinanın büyük bir kısmında tek bir katman oluştururlar ancak optik sinire yaklaşıldığında bu katmanların sayısı artar. Ganglion hücreleri multipolardır –çok kutupludur-, dendritleri bipolar ve amakrin hücrelerin aksonları ile komşuluk içerisindedir. Ganglion hücrelerinin uzun aksonları vardır, bu aksonlar retina yüzeyine ulaşınca yaklaşık 120derece açı yaparak optik sinirde toplanır ve gözün içini terk ederler. Ganglion hücreleri, fotoreseptör hücrelerce oluşturulan elektrik sinyallerini beyindeki görme merkezlerine taşırlar. Optik sinir işte bu ganglion hücrelerinin uzantılarının bir araya gelmesinden oluşmuştur. Horizontal hücreler ve koni hücrelerinin terminal şişkinliklerine yakın yerleşimlidirler. Pseudoünipolar hücrelerdir ve görsel uyarımın integrasyonunda görev alırlar.
Destek Hücreleri
Müller hücresi, neredeyse tüm retinal kalınlığı kat eden uzantıları olan soluk boyanan ince uzun hücrelerdir. Müler hücreleri, retinada nöral hücreler tarafından doldurulmayan boşlukları doldurur ve iç ve dış sınırlayıcı membranı oluştururlar.
Retinada destek hücreleri olarak astrositler, perivasküler glial hücreler ve mikroglial hücreler de tariflenmiştir.
Amanita virosa
Amanita virosa, Ölüm meleği olarak da bilinir, Amanitaceae ailesinden öldürücü derecede zehirli bir mantar türüdür. Kesinlikle yiyeceklerle birlikte tutulmaması gerektiği önerilir.
Amanita virosa beyaz, kenarları beyaz ortası sarımsı veya pembemsi bir şapkaya sahiptir. Mantarın ilk oluştuğunda onu taşıyan beyaz bir yumurtaya benzeyen kapsülü karakteristiktir, genç örnekleri yenebilen diğer mantarlarla karıştırılabilir. Küçükken konveks olan şapka mantar büyüdükçe tamamen düzleşir. Genelde Ağustos'tan Kasım'a kadar ormanlarda bulunabilir, kokusu hoş değildir.
Kırkısrak, Sarız
Kırkısrak, Kayseri ilinin Sarız ilçesine bağlı bir mahalledir.
Kayseri iline 157 km, Sarız ilçesine 27 km uzaklıktadır.
Magister officiorum
Magister officiorum (Latince "Makamların efendisi" demektir, Yunanca: μάγιστρος τῶν ὀφφικίων, magistros tōn offikiōn) Geç Roma İmparatorluğu ve Bizans İmparatorluğu'nun erken yüzyıllarında en kıdemli idari yöneticilerden biridir. Bizans'ta bu görev daha sonra ortadan kalktığı 12. yüzyıla kadar kıdemli onursal bir unvana dönüşmüştür.
Belvoirpark
Belvoirpark ya da Villa Belvoir Zürih Enge'de bulunan park. Park, Zürih'in en büyük park ve arboretumlarından biridir. Parkın içindeki Belvoir köşkü 1828 ile 1831 yılları arasında inşa edilmiştir.
Mevki
Lydia Escher'in (1758–1891) dedesi Heinrich Escher (1776–1853) bu taşra evini Zürih gölünün sol kıyısında, daha sonraları Zürih şehrinin Enge adında merkezi bir bölgesi olacak yerde yaptırmıştı. Belvoirpark hem Hotelfachschule Belvoirpark'ı (Otelcilik okulu) hem de Zürih'İn en büyük yeşil alanlarından birini içerir. 7 Nolu Tram ve 161 ve 165 nolu otobüslerle ulaşım sağlanır.
Theridion hui
Theridion hui, Theridion cinsine bağlı bir örümcek türüdür.
Belvoirpark
Tarihçe
Heinrich Escher Kuzey Amerika'da yaptığı ticaret ve arsa spekülasyonları sayseinde genç yaşta zengin olmuştu.1826'da Zürih gölünün sahilinde «Wyssbühel» diye adlandırılan ve üzüm bağlarıyla kaplı bir tepe aldı. Planına göre tepe düzlendi, oradan çıkan malzemeler göl kenarındaki bataklığı kurutmak için kullanıldı ve araziye bir kısmını Amerika'dan getirttiği "egzotik" ağaçlar dikildi. Kompleksin merkezine de 1828 ve 1831 yılları arasında neoklasik mimariye uygun bir villa yapıldı. Villanın ilk sakinleri Heinrich Escher, Lydia Zolliker ve çiftin çocukları Clementina ve Alfred Escher (1819–1882) idiler. Heinrich Escherö sonraları kendisini mülkünün tasarımına, doğabilimlerine ve koleksiyonuna adadı ve mülküne fransızcada güzel görünüş anlamına gelen Belvoir adını verdi.
Ales Bialiatski
Ales Viktaravich Bialiatski (25 Eylül 1962) Belaruslu demokrasi yanlısı aktivist ve düşünce mahkûmu. 1980'lerin başından itibaren Belarus'un bağımsızlığı ve demokratikleşmesi için faaliyetlerde bulunmuştur. Viasna İnsan Hakları Merkezi ve Belarus Halk Cephesinin kurucu üyelerinden olan Bialiatski aynı zamanda ülkesinin muhalefetinin Koordinasyon Konseyinin üyesidir. The New York Times tarafından "Doğu Avrupa'daki insan haklarının bir ayağı]] olarak nitelendirilmiştir.
Faaliyetlerinden ötürü 2020 yılında Right Livelihood Award (Doğru Yaşam Ödülü), 2022 yılında ise Nobel Barış Ödülüne layık görülmüştür.
Cucullaeidae
Cucullaeidae, Arcoida takımına bağlı bir hayvan familyasıdır.
Karşı Plan
Karşı Plan (Rusça: Встречный, Vstrechnyy) Sergey Yutkeviç ve Fridrikh Ermler tarafından yönetilen 1932 Sovyet drama filmi. Dmitri Shostakovich tarafından bestelenen "Karşı Plan Şarkısı", 1930'ların Fransız sosyalist hareketinin göze çarpan bir şarkısı olan "Au-devant de la vie" ye uyarlandı.
Konusu
Leningrad Metal Fabrikası işçileri hidroelektrik santrallerinin yapımı için gerekli olan ilk Sovyet hidrolik türbinlerin üretimine başlar.
Yılan Adası (Ukrayna)
Yılan Adası, Karadeniz'de Tuna Deltası açıklarında bulunan ve Ukrayna'ya ait olan bir adadır.
Boğatepe, Kars
Boğatepe, Kars ilinin Merkez ilçesine bağlı bir köydür.
Tarihçe
Köyün 1889 yılı kayıtlarındaki ismi de Rodionovka olarak geçmektedir. 1928 yılı kayıtlarında ise Zavod olup, Rusça'da “su kenarı" anlamına gelmektedir. 1985 ve 1990 nüfus kayıtlarında Göle'nin bir köyü iken, 2000 yılında Kars'ın merkez ilçesinin bir köyü olmuştur.
Coğrafya
Köy, Kars il merkezine 40 km uzaklıktadır.
Ekonomi
İsviçre’deki Gruyere Peyniri’nden adını alan Kars Gravyer Peyniri, Rusların teşvikiyle 1830’lu yıllarda Alplerden Kafkasya’ya gelen İsviçreliler tarafından getirilmiştir. Osmanlı-Rus Harbi neticesinde 1878’de Kars ilinin Rusların eline geçmesiyle, Kafkaslardan gelen İsviçreliler o dönem bir tren istasyonu olan Boğatepe köyünde, 1890’da, ilk işletmeyi kurarak Kars Grevyer Peynirinin serüvenini başlatmışlardır. Daha sonra Ruslar tarafından yöreye yerleştirilen Malakanlar peynir üretimini sürdürmüşler, ardından 1920’de Kars’ın Türklerin eline geçmesiyle Malakanlar Rusya'ya göçmüş, yerine yöreye Kafkasların Borçalı civarından gelerek yöreye yerleşen Karapapak (Terekeme) Türkleri, Malakanların çekilme sürecinde peynirciliği onlardan öğrenerek günümüze dek sürdürmüşlerdir. Boğatepe köyünde 7 adet mandıra bulunmaktadır. Bunlardan beşi aile tipi işletme şeklinde faaliyet göstermektedir. Gravyer ve kaşar geleneksel yöntemlerle üretilmektedir. Mandıralarda yıllık 3.500 ila 4.000 ton süt işlenmektedir. Köyde 2005 yılında Türkiye’nin ilk peynir müzesi olan Zavot Eko Müze'si kurulmuştur.
Suşi ve saşimi malzemeleri
Bu maddede geleneksel ve bazı modern suşi ve saşimi malzemeleri listelenmiştir.
Pek çok malzeme Japon mutfağına özgün olduğu için, daha kolay araştırma imkânı sağlaması için isimleri Türkçe okunuş yerine kasıtlı olarak İngilizce yazım kurallarına göre listelerde yer almıştır.
Sarım malzemeleri
Tofu: Soya peyniri, Soya sütü çökeltisinden yapılır. Yapımda süt kaynatılırken yüzeyde oluşan pıhtı toplanır ve kurutulur. Bu kurumuş, ince malzemeye Tofu zarı denir.
Mauricio Pochettino
Mauricio Roberto Pochettino Trossero (d. 2 Mart 1972, Murphy), Arjantinli eski futbolcu.
Kulüp kariyeri
Pochettino profesyonel futbol hayatına Newell's Old Boys kulübünde başladı ve 1994-95 sezonunda İspanya'nın RCD Espanyol takımına transfer oldu. 2000 yılındaki Copa del Rey şampiyonluğuna katkısı oldu.
Ocak 2001'de Pochettino Paris Saint-Germain'in yolunu tuttu. 2003-04 sezonunda ise Fransa'da kalıp Bordeaux'ya transfer oldu. Sezonun sonunda Espanyol'a geri döndü. İki buçuk yıllık bir sözleşme imzaladı. 34 yaşında olmasına rağmen düzenli olarak forma giymeye devam etti ve 2005-06 sezonunda yine Copa del Rey'i aldılar.
Whittaker Chambers
Whittaker Chambers (doğum ismi Jay Vivian Chambers ve David Whittaker Chambers olarak bilinir) (1 Nisan 1901 – 9 Temmuz 1961), Amerikalı yazar ve editör. ABD Komünist Partisi üyesi ve Sovyetler Birliği casusudur. Daha sonra komünistlikten vazgeçti ve rakibi oldu. En çok Alger Hiss hakkında casusluk ve yalancı şahitliği ile tanınır.
Mauricio Pochettino
Kulüp kariyeri
Ocak 2009 sonlarında Pochettino Espanyol'un teknik direktörü oldu. O sezon alt sıralardan üçüncülüğe kadar yükseltse de, ligi 10. sırada bitirdiler. Sezonun sonunda sözleşmesini üç yıl daha uzattı.
2009-10 sezonunun sonunda ligi 11. sırada bitirdiler.
Roger Wagner
Roger Wagner, (16 Ocak 1914 - 17 Eylül 1992) Amerikalı koro müzisyeni, yönetici ve eğitimciydi. Amerika'nın önde gelen vokal topluluklarından biri olan Roger Wagner Chorale'ı kurdu.
Metin Arifağaoğlu
Metin Arifağaoğlu, (d. 1 Ocak 1946, Borçka, Artvin), Türk siyasetçidir.
İstanbul Yıldız Teknik Üniversitesi Mühendislik Fakültesi İnşaat Bölümü mezunudur. Karadeniz Bakır İşletmeleri AŞ Murgul İşletme Müdürlüğü İnşaat Başmühendisliği, Borçka Belediye Meclisi Başkanlığı, Serbest İnşat Mühendisi Müteahhitlik, Artvin Kalkınma ve Eğitim Vakfı Yönetim Kurulu Üyeliği, TBMM XX. ve XXIII. Dönem Artvin Milletvekilliği yapmıştır. Evli ve üç çocuk babasıdır.
XVIII. Dönem Artvin Milletvekili Ayhan Arifağaoğlu'nun kardeşidir.
Arcidae
Arcidae, Arcoida takımına bağlı bir hayvan familyasıdır.
Bakka
Bakka, bir ovaryumdan oluşan tek bir çiçekten üretilen, çekirdeksiz, etli bir meyvedir. Bu şekilde tanımlanan meyveler arasında üzüm, kuş üzümü ve domates, salatalık, patlıcan ve muz bulunur. Bakkada, ovaryum duvarının tüm dış tabakası potansiyel olarak yenilebilir bir " perikarp " haline geldiği için en yaygın etli meyve türüdür. Meyveler, aynı çiçekten (yani basit veya bileşik bir yumurtalıktan) bir veya daha fazla karpelden oluşabilir. Tohumlar genellikle yumurtalıkların etli iç kısmına gömülüdür, ancak tohumlarının etrafında posa yerine hava olan biber gibi etli olmayan bazı istisnalar vardır.
Pek çok bakka yenilebilir, ancak toksik patates ve patlıcangiller meyveleri gibi zehirli olanları da vardır.
Theridion huanuco
Theridion huanuco, Theridion cinsine bağlı bir örümcek türüdür.
Solemyidae
Solemyidae, Solemyoida takımına bağlı bir hayvan familyasıdır.
Nevide Gökaydın
Profesör Doktor Nevide Gökaydın (* 1918 Selanik), Türk ressamı ve grafikçisidir. Çapa Kız Öğretmen Okulu'nu bitirdi. Güzel Sanatlar Akademisi'ne kısa bir süre devam ettikten sonra Gazi Eğitim Enstitüsü'nden mezun olmuştur. İngiltere'de litografi, gravür ve seramik kollarında çalışmış olup birkaç grafik sergisi açmıştır. İlk başlarda folklor ve köy hayatı konularda eserler veren Gökaydın, sonra abstrakt resme yönelmiştir. ilüstrasyon resimleri dışında siyah-beyaz lekelerle meydana gelmiş âhenkli kompozisyonları vardır. 1958'den beri Devlet Resim ve Heykel Sergilerine katılan Nevide Gökaydın, yurt içi ve dışında ortak sergilerde, devlet müze ve galerilerinde temsil edilmiştir. Gökaydın, Gazi Eğitim Enstitüsü'nde resim-iş bölümlerinde grafik sanatları öğretmenliği yapmıştır. Nevide Gökaydın, ressam Kemâl Gökaydın'la evlidir.
Theridion hufengense
Theridion hufengense, Theridion cinsine bağlı bir örümcek türüdür.