stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Vastaluku
Kompleksiluvut

Kompleksiluvut muodostettiin täydentämällä reaaliluvut imaginaariluvuilla muodostetuilla kompleksiluvuilla. 
Kompleksiluvun  z=a+bi, missä  a ja  b ovat reaalilukuja ja  i on imaginaariyksikkö, vastaluku on:
Määritelmä ehto toteutuu, koska
Jos kompleksiluku on esitetty polaarimuodossa Eulerin kaavan avulla, eli
niin sen vastaluku on
Kirjallisuutta

Spiegel, Murray R. et al.: Complex Variables.  (Shaum's Outline Series)  McGraw-Hill Book Company, 2009.  ISBN 978-0-07-161569-3  –  ISBN 978-0-07-161570-9 (eBook)
Joongang Tongyang Broadcasting Company

| Joongang Tongyang Broadcasting Company (JTBC)   제이티비씨 |
| --- | --- |

Tunnuslause:  Your colorful pleasure JTBC
Perustettu:  28. maaliskuuta 2011 (yhtiö) 1. joulukuuta 2011 (televisiokanava)
Puheenjohtaja:   Hong Jeong-do  Kim Young-dal 
Kotipaikka:   Soul, Korean tasavalta
Toimiala:  joukkotiedotusväline
Emoyhtiö:  JoongAng Ilbo
Tytäryhtiöt:   JTBC Plus  JTBC Mediatech  JTBC Studios  JTBC Mediacomm 
Kotisivu:  jtbc.joins.com
Infobox OKVirheellinen NIMI-arvo: 
Joongang Tongyang Broadcasting Company (JTBC) (kor. 제이티비씨, Jeitibissi) on eteläkorealainen kaapelitelevisioyhtiö, joka perustettiin 28. maaliskuuta 2011. JTBC on JoongAng Ilbon omistuksessa, kuten muutkin eteläkorealaiset mediatalot.lähde?
JTBC:n pääkonttori
Logot

1964 - 1980
2011 -
Televisiokanavat

JTBC
JTBC2
JTBC Golf&Sports
JTBC4
JTBC Golf
JTBC Zee TV
Tytäryhtiöt

JTBC Plus
JTBC Mediatech
JTBC Studios
Drama House
Zium Content
BA Entertainment
Film Monster Co.
Perfect Storm Film
JTBC Mediacomm
Aiheesta muualla

JTBC:n verkkosivut (koreaksi)
Tähden metallipitoisuus

Nimeäminen · Luokittelu
Kehitys · HR-kaavio · Nukleosynteesi

Tähtijärjestelmä · Eksoplaneetta

Luettelot tähdistä
Synty ja kehitys
Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova
Supernova · Hypernova
Luminositeettiluokitus
Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)
Hyperjättiläinen
Spektriluokitus
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Jäänteet
Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko
Nukleosynteesi
Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova
Yleiset ominaisuudet
Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti
Aiheeseen liittyvää
Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö
Auringon ominaisuudet
n
k
Tähden metallipitoisuus tai tähden metallisuus (engl. metallicity) on vetyä ja heliumia raskaampien aineiden suhteellinen osuus tähdessä. Tähtitieteessä kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan metalleiksi, vaikka ne eivät varsinaisia metalleja olisikaan.
Tähtien alkuainekoostumus muuttuu niiden ikääntyessä ja erityisesti metallipitoisuus laskee tähden vanhetessa . Voidaan myös havaita, että saman massaisille tähdille metallipitoisuus on sitä pienempi, mitä voimakkaampi on tähden punasiirtymä . Eri metallipitoisuudet omaavien tähtien kemiallisesta koostumuksesta saatavaa dataa käytetään galaksien evoluution tutkimiseen, erityisesti Linnunradan ja kääpiögalaksien tapauksissa . Metallipitoisuus vaikuttaa merkittävästi tähden rakenteeseen ja sitä kautta useisiin astronomisiin ilmiöihin aina tähtipopulaatioista planeettojen muodostumiseen . Jättiläisplaneettoja on huomattu löytyvän yleisemmin tähdiltä, joiden metallipitoisuus on korkea.  Pienempien planeettojen esiintymisen ei sen sijaan ole todettu olevan riippuvainen tähden metallisuudesta.
Tähtien metallipitoisuuksien skaala on laaja. Vanhojen tähtien metallipitoisuudet voivat olla suuruusluokkaa 10-5 massaprosenttia, koska ne ovat muodostuneet ennen vetyä ja heliumia raskaampien aineiden syntymistä. Skaalan toisessa ääripäässä ovat valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet, joista lähes kaikki vety ja helium ovat tähden evoluution saatossa kuluneet loppuun. Auringon metallipitoisuus on noin 1,6 massaprosenttia.
Metallipitoisuuden määrittäminen

Tähden metallipitoisuus voidaan määrittää usealla eri tavalla. Eräs tapa on suhteuttaa metalleiksi luokiteltavien alkuaineiden massa tähden kokonaismassaan. Metallipitoisuus voidaan myös laskea metalliatomien määrän suhteena vety- ja heliumatomien määrään.
Tähden koostumusta massaosuuksina kuvataan parametreillä X, Y ja Z siten, että X + Y + Z = 1. Parametreistä X on vedyn massaosuus tähdessä, Y heliumin ja Z metallien, eli kaikkien muiden alkuaineiden. Tähden metallipitoisuus  [M/H]voidaan myös määritellä logaritmisella asteikolla suhteessa Aurinkoon seuraavasti:
[M/H]=\log _{10}\left({\frac {N_{M}}{N_{H}}}\right)_{*}-\log _{10}\left({\frac {N_{M}}{N_{H}}}\right)_{\odot }.
Kaavassa  N_{H} on heliumin ja vedyn atomien määrä, ja  N_{M} metalliatomien määrä. Alaindeksillä * merkitään tutkittavaa tähteä ja alaindeksillä ⨀ Aurinkoa. Raudan osuutta käytetään usein kuvaamaan tähden metallipitoisuutta, jolloin  [Fe/H]\propto [M/H]ja
[Fe/H]=\log _{10}\left({\frac {N_{Fe}}{N_{H}}}\right)_{*}-\log _{10}\left({\frac {N_{Fe}}{N_{H}}}\right)_{\odot }.
On kuitenkin tärkeää erottaa toisistaan tähden rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus, vaikka rautapitoisuutta usein käytetäänkin kokonaismetallipitoisuuden indikaattorina. Happi on kokonaismetallipitoisuuden kannalta hallitseva alkuaine ja sen pitoisuus kehittyy tähden ikääntyessä eri tavoin kuin raudan, minkä vuoksi rautapitoisuus ja kokonaismetallipitoisuus voivat olla hyvinkin erilaiset.
Tähden metallipitoisuutta voidaan tutkia ja ennustaa fotometristen mittausten avulla. Metallipitoisuus voidaan päätellä muun muassa tähden sijoittumisesta väri-magnitudi-diagrammiin. Fotometristen mittausten lisäksi voidaan käyttää spektrometristä analyysia esimerkiksi näkyvän valon aallonpituuksilla tai infrapuna-alueella.  Korkearesoluutioinen spektrianalyysi on suoraviivaisin tapa tutkia tähtien metallipitoisuutta, joko yksittäisiä spektriviivoja analysoimalla, tai vertaamalla mitatun spektrin koko profiilia synteettisiin spektreihin .
Tietyn alkuaineen spektriviivan muotoon vaikuttavat alkuaineen pitoisuuden lisäksi pääasiassa kolme muuta parametria:
Tähden pintalämpötila  T_{eff}, joka on merkittävin spektriviivan muotoon vaikuttava parametri.
Mikroturbulenssi  \xi _{t}
Pintagravitaatio  \log {g}
Kaikkien kolmen parametrin arvojen kasvaessa spektriviivat levenevät. Parametrien arvot voidaan metallipitoisuuden tavoin määrittää tähden spektristä, tai arvioida laskennallisesti synteettisestä spektristä.
Metallipitoisuus astrofysiikallisissa kappaleissa > Tähdet

Mitä uudemmassa sukupolvessa tähti on muodostunut, sitä suurempi metallipitoisuus sillä on. Tämä johtuu siitä, että kun osa kaasusta luhistuu, tähtien fuusioprosesseissa muodostuu vetyä painavampia alkuaineita ja tämä rikastettu materiaali vapautuu tähtienväliseen tilaan tähtituulien, planetaarisen sumun muodostumisen tai supernovan purkauksen takia. Kun tämä materiaali sekoittuu ympäröivän aineen kanssa, sen metallipitoisuus kasvaa. Seuraava tähtisukupolvi muodostuu tästä materiaalista, jolloin sillä on suurempi metallipitoisuus kuin edellisellä. Tämä sykli jatkuu, kunnes tarpeeksi materiaalia on sitoutunut tähtiin, jolloin tähtien muodostumisprosessi vaimentuu. Linnunradalla on havaittu suhde tähtien iän ja metallipitoisuuden välillä siten, että vanhojen tähtien metallipitoisuus on alhaisempi.
Linnunradassa olevien pallomaisten tähtijoukkojen tähtien metallipitoisuus on keskimäärin noin sadasosa Auringon metallipitoisuudesta. Metalliköyhimpien tähtien metallipitoisuudet ovat alle kymmenesmiljoonasosa Auringon metallipitoisuudesta.
Aurinko kuuluu metallirikkaaseen tähtipopulaatio I:een. Aurinkoa metallirikkaampien tähtien metallipitoisuus voi olla ainakin kaksi kertaa korkeampi. Joitain tähtiä väitetään noin 3 kertaa niin metallirikkaiksi kuin Aurinkoa.
Laskelmien mukaan tähden metallipitoisuus nykyisessä maailmankaikkeudessa voi olla niinkin iso kuin 0.1, kuusi kertaa Auringon
Metallipitoisuus astrofysiikallisissa kappaleissa > Tähtien metallipitoisuuden ja planeettojen suhde

Tähden metallipitoisuus vaikuttaa siihen, millaisia planeettoja muodostuu sen ympärille. Metallipitoisuudella on suurempi vaikutus planeettojen esiintymisessä kuin tähden massalla. [9]. Planeettojen muodostumispaikassa, protoplanetaarisen kiekossa, oleva metallien määrä määrittää muodostuvan planeetan tyypin. Yleisesti metallirikkaiden tähtien ympärillä on enemmän planeettoja.  Alle 3% tähdistä, joiden metallipitoisuus on Aurinkoa pienempi, on havaittu planeettoja. Kun tähden metallipitoisuus on Aurinkoa suurempi, havaittujen kaasujättiläisplaneettojen määrä kasvaa nopeasti.  Auringon massasta 71,0% on vetyä ja 27,1% heliumia, tämä tarkoittaa, että Auringon metallipitoisuus on 1,9%. Hapen osuus massasta on 0,97% ja hiilen 0,4%. Muita alkuaineita, kuten typpeä, piitä, magnesiumia, neonia, rautaa ja rikkiä on kutakin alle 0,01%.
Tämä korrelaatio on hyvin määritelty kaasujättiläisplaneettojen osalta. Korrelaatio on selitettävissä seuraavan teorian avulla: Kaasujättiläisplaneetoilla on vain muutama miljoona vuosi aikaa muodostua, mikä on hyvin lyhyt aika tähdelle. Tänä aikana ne muodostuvat ensiksi tomusta, sitten pikkukivistä, ja lopulta planeetan alkiosta. Alkio on tarpeeksi iso kerätäkseen ympärillä olevaa materiaalia, joka johtaa planeetan kasvuun. Jos planeettakunnassa ei ole tarpeeksi metalleja, joita tarvitaan planeetan muodostamiseen, kaasujättiläisplaneetan muodostuminen on hankalaa. Jos taas metalleja on tarpeeksi, sitä tehokkaammin kaasujättiläisplaneetta muodostuu.
Vaikka yhteys jättiläiskaasuplaneettojen muodostumisen ja tähtien metallipitoisuuden välillä on pystytty todistamaan, samaa ei ole pystytty tekemään pienemmille planeetoille, kuten kiviplaneetoille ja kaasukääpiöplaneetoille. Tällaisen korrelaation osoittaminen olisi hyödyllistä maankaltaisten planeettojen löytämisessä. Jos voitaisiin osoittaa, että kiviplaneettoja esiintyy metallirikkaiden tähtien läheisyydessä, ne voitaisiin priorisoida etsinnöissä.  Vaikka vahvaa korrelaatiota ei ole havaittu, planeetat muodostuvat useimmiten metallirikkaiden tähtien ympärillä. [12] Koska suurin osa tarkkailluista planeetoista on suuria ja siten metallirikkaita, on tähtien metallipitoisuuden ja ympärillä muodostuvien planeettojen välisessä yhteydessä vääristymä verrattuna todellisuuteen.
Metallipitoisuus astrofysiikallisissa kappaleissa > Galaksit

Yleisesti kaikkien galaksien metallipitoisuus pienenee, mitä kauemmaksi galaksin keskuksesta siirrytään eli galaksin keskuksessa on suurin metallipitoisuus. Spiraaligalaksien metallisuuden gradientti on jyrkin eli ero keskustan ja reunojen metallipitoisuuden välillä on suurin. Tämän jälkeen sauvaspiraaligalaksien metallipitoisuusgradientti on suurin, sitten linssimäisten galaksien ja elliptisillä galakseilla on pienin gradientti.
Spiraaligalakseissa globaalin metallipitoisuuden ja galaksin massan välillä on havaittu positiivinen korrelaatio. Sillä on myös positiivinen korrelaatio paikallisen pinnan kokonaistiheyteen kaikissa spiraalikiekon kohdissa. Spiraaligalakseissa on huomattu typen syntymisen olevan pääprosessi alhaisissa metallipitoisuuksissa ja toissijainen prosessi metallisuuden kasvaessa. Tämä on voitu päätellä tutkimalla alkuaineiden N/O ja O/H suhteita spiraalikiekossa. Hiilen tuotanto lisääntyy metallipitoisuuden kasvaessa. Ne/O, S/O ja Ar/O ovat universaalisti vakioita ja eivät riipu metallipitoisuudesta.
Spiraali- ja elliptisiä galakseja tutkittaessa on huomattu kaksi yleistä asiaa. Ensimmäiseksi galaksien metallipitoisuudella ja massalla on positiivinen korrelaatio. Tämä saattaa johtua massiivisten galaksien suuremmasta gravitaatiopotentiaalista, joka johtaa supernovista lähteneiden raskaiden alkuaineiden suurempaan pysymään. On vaikea sanoa, päteekö sama suhde kaikissa galaksityypeissä. Tämä johtuu siitä, että kahden erityyppisen galaksin vertaaminen on hankalaa, sillä mittaamismenetelmät ovat erilaiset. Tämän lisäksi ei tiedetä, kuinka globaalirunsaus galaksissa tulisi esittää.
Toinen yleinen asia on, että metallisuuden runsausgradientit tasaantuvat, kun siirrytään spiraaligalaksista sauvaspiraali- ja elliptisiin galakseihin eli näissä galakseissa gradientit eivät ole niin jyrkkiä. Gradientin ero normaalispiraali- ja sauvaspiraaligalaksien välillä johtuu radiaalisen kaasun paremmasta virtauksesta sauvaspiraaligalaksin kiekoissa. Jotta tämä malli pätisi elliptisiin galakseihin, täytyisi soveltaa muita radiaalisen sekoituksien mekanismeja. On mahdollista, että eri prosessit vaikuttavat gradienttiin eri galaksityypeissä, mutta koska spiraali- ja elliptisen galaksin metallipitoisuutta ei voida suoraan verrata, ei mahdollisista mekanismeista voida tietää enempää.
Pallomainen tähtijoukko M80. Pallomaisten tähtijoukkojen avulla voidaan tutkia tähtien evoluutiota, sillä niiden kaikki tähdet ovat saman ikäisiä (noin 15 miljardia vuotta), mutta niiden massat ovat eri suuruisia.
Alan Lightman

| Alan Lightman |
| --- | --- |

Henkilötiedot
Syntynyt: 1948 Memphis, Tennessee
Kansalaisuus:  yhdysvaltalainen
Ammatti:  Fyysikko
Aiheesta muualla
Kotisivut MIT:llä (englanniksi)
Löydä lisää kirjailijoitaKirjallisuuden teemasivulta
Alan Lightman (s. 1948 Memphis, Tennessee) on yhdysvaltalainen fyysikko, kirjailija ja esseisti. Hänen kaunokirjallinen teoksensa Einsteinin unet (1993) oli kansainvälinen menestys. Lightman toimii professorina Massachusetts Institute of Technologyssa.
Suomennettu teos

Einsteinin unet.  (Einstein’s dreams, 1993)  Suomentanut Hilkka Pekkanen. Kuvitus: Chris Costello. WSOY, 1993.  ISBN 951-0-19000-4
Aiheesta muualla

Kotisivut. (englanniksi)
| Auktoriteettitunnisteet  |
| --- | --- |
Kansainväliset:  FAST  ISNI  VIAF  WorldCat 
Kansalliset:  Espanja  Ranska  BnF data  Katalonia  Saksa  Israel  Yhdysvallat  Japani  Tšekki  Korea  Alankomaat  Puola 
Tieteilijät:  CiNii  MathSciNet  Mathematics Genealogy Project  zbMATH 
Taiteenala:  MusicBrainz 
Henkilöt:  Trove 
Muut:  SNAC  IdRef
Hautala

Hautala on suomalainen sukunimi, joka on muun muassa seuraavilla henkilöillä:
Aleksi Hautala (s. 1998), pesäpalloilija
Anni Ihamäki, ent. Hautala (s. 1982), radiojuontaja
Antti Hautala (1872–1956), kirjanpainaja ja kustantaja
Arvo Hautala (1917–1985), ministeri
Emma-Sofia Hautala (s. 1991), näyttelijä ja laulaja
Frans Hautala (1895–1952), kuvataiteilija
Hannu Hautala (1941–2023), luontokuvaaja
Heidi Hautala (s. 1955), kansanedustaja ja ministeri, Vihreän liiton ent. puheenjohtaja
Ilkka Hautala (s. 1986), näyttelijä
Jan Hautala (s. 1967), pesäpalloilija
Janne Hautala (1881–1917), toimittaja ja työväenliikkeen poliitikko
Joel Hautala (1894–1963), jääkäriluutnantti
Jorma Hautala (s. 1941), taidemaalari
Jouko Hautala (1910–1983), kansanrunouden tutkija
Jukka Hautala (s. 1968), pappi, Turun kristillisen opiston säätiön toimitusjohtaja
Kalle Hautala (1888–1956), kansanedustaja (SDP)
Kari Hautala (1973–2016), koripalloilija
Kristina Hautala (s. 1948), iskelmälaulaja
Lasse Hautala (s. 1963), kansanedustaja (Keskusta)
Marko Hautala (s. 1973), kirjailija
Marko A. Hautala, historiantutkija
Merka Hautala (s. 1978), jalkapalloilija
Mikko Hautala (s. 1972), diplomaatti
Pauli Hautala (s. 1984), runoilija
Perttu Hautala (s. 1984), pesäpalloilija
Rick Hautala (1949–2013), yhdysvaltalainen kirjailija
Rosa Hautala (s. 1993), näyttelijä
Sanna Hautala (s. 1968), sosiaalityön professori
Sauli Hautala (1927–2021), kansanedustaja (Suomen Kristillinen liitto) ja opettaja
Tiia Hautala (s. 1972), urheilija
Tuija Hautala-Hirvioja, taidehistorian professori
Turkka Hautala (s. 1981), kirjailija
Ville Hautala (s. 1968), estejuoksija
Wilho Hautala (s. 1999), este- keskimatkojen, kestävyys- ja maastojuoksija
Voitto Hautala (1947–2023), pesäpalloilija ja pelinjohtaja
Yrjö Hautala (1903–1969), kansanedustaja
Rauha S. Virtanen, o.s. Hautala (1931–2019), nuortenkirjailija.
| --- | --- |
: Tällä täsmennyssivulla luetellaan henkilöitä, joilla on sama sukunimi.
Jordanian lyijykirjat

Jordanian lyijykirjat tai lyijykoodeksit ovat noin 70 koodeksikirjan kokoelma, jonka on väitetty löytyneen jordanialaisesta luolasta joskus vuosien 2005 ja 2007 välillä. Vuonna 2016 tehdyn ajoituksen mukaan kirjat olisivat noin 2 000 vuotta vanhoja. Alun perin monet tutkijat olivat kuitenkin sitä mieltä, että kirjat ovat väärennöksiä.
Historia

Kirjojen löytymisestä on kaksi ristiriitaista kuvausta. Ensimmäisen mukaan tulvavesi paljasti joskus vuosien 2005 ja 2007 välillä osan eräästä luolasta Pohjois-Jordaniassa. Eräs jordanialainen beduiini löysi luolasta alueen, joka oli merkitty menora-symbolilla. Luolan tuolta alueelta löytyi kirjoja ja muita muinaisjäännöksiä. Toisen version mukaan israelilaisen beduiinin Hassan Saedan isoisän isä löysi kirjat, ja ne ovat olleet hänen suvullaan sadan vuoden ajan.
Löytöä tutkii tutkimusryhmä, johon kuuluvat muun muassa David Elkington, Margaret Barker ja Philip R. Davies.
Sisältö

Kukin kirja sisältää 5-15 suunnilleen luottokortin kokoista sivua tai laattaa. Sivut on valmistettu lyijystä ja kuparista ja sidottu yhdeltä sivulta yhteen lyijyrenkailla. Monet kirjoista on myös sinetöity kirjojen kolmella muulla sivulla olevilla renkailla.
Kirjojen teksti on arkaaisella heprealaisella kirjoituksella, josta suuri osa näyttää salakirjoitukselta. Kirjojen kuvissa esiintyvät muun muassa juutalaisia symboleja, kuten seitsenhaarainen kynttilänjalka eli menora ja palmupuita (lulav) sekä kahdeksansakaraisia tähtiä. Erään tutkijan mukaan kirjoissa esiintyisi myös kristillistä symboliikkaa, kuten risti, hauta ja Jerusalemin kaupunki.
Arviointeja > Alkuperäiset arviot

Heti löytymisen jälkeen jotkut tutkijat arvioivat, että löytö saattaisi olla Kuolleenmeren kääröjäkin merkittävämpi, mikäli kirjat ovat aitoja. Kirjojen toivottiin myös tuovan uutta valoa varhaiseen kristinuskoon.
Useat tutkijat kuitenkin suhtautuivat löytöön epäillen, kun uutinen siitä alun perin levisi. Monet myös kommentoivat löytöä heti alkuvaiheessa väärennökseksi tai huijaukseksi. Israelilaisten lähteiden mukaan koodekseja oli yritetty myydä ennenkin, vaikka ne oli osoitettu väärennöksiksi. Helsingin yliopiston kreikkalaisen filologian professori Jaakko Frösén arvioi löydöt väärennöksiksi muun muassa siksi, ettei tuolta ajalta tunneta lyijylle tehtyjä kirjoja. Oxfordin yliopistossa työskentelevä antiikintutkija Peter Thonemann tunnisti jo vuonna 2010 samaan kokoelmaan kuuluvan ja samalla tavalla koristellun kuparilevyn väärennökseksi; siinä oleva teksti oli aiemmin julkaistun kreikankielisen hautakirjoituksen katkelma, jonka oli kopioinut kreikkaa osaamaton henkilö. Helsingin yliopiston uuden testamentin eksegetiikan professori Ismo Dunderbergin mukaan koodekseja tutkiva Elkington on ennenkin esittänyt epäilyttäviä väitteitä.
Arviointeja > Myöhemmät tutkimukset

Vuonna 2016 Surreyn yliopiston Ion Beam Centressä tehdyn lyijyn isotooppianalyysitutkimuksen mukaan kirjat kuitenkin olisivat todennäköisesti noin 2 000 vuotta vanhoja.
Jordanian muinaismuistoministeriö julkaisi 9. maaliskuuta 2017 lausunnon, jossa arvosteltiin Elkingtonin toimintaa maassa Ion Beam Centren tulosten julkistamisen jälkeen. Ministeriön mukaan Elkingtonin paikallisessa mediassa ja yliopistoissa esittämät tiedot ovat virheellisiä ja niistä puuttuu objektiivisuus, eikä koodeksien aitoudesta ole mitään todisteita. Jordan Timesin mukaan:
»Ministeriö luonnehti David Elkingtonin havaintoja perusteettomiksi ja tähdensi, että luolaa ei ole löydetty ja Elkingtonilla olevilla kuvilla ei ole mitään tekemistä sen luolan kanssa, jossa on käyty, mikä osoittaa, että hänen väitteensä koodeksien aitoudesta on perusteeton eikä siis luotettava. Jamhawi [muinaismuistoministeriön johtaja] sanoi, että nykyteknologian avulla voidaan aiheuttaa hämmennystä, koska sen avulla voidaan käyttää vanhoja materiaaleja ja hyödyntää sitä, kun tehdään valeantiikkia, jota on lähes mahdotonta tunnistaa vääräksi.»
David ja Jennifer Elkington väittivät kuitenkin edelleen, että koodeksit ovat uskottavia ja siis 2 000 vuotta vanhoja.
Hokkus pokkus

Hokkus pokkus, myös hokkuspokkus tai hokuspokus, monilla kielillä Hocus Pocus, on taikurien ja saduissa usein myös noitien käyttämä taikasana. Sanonta esiintyy myös pidennetyssä muodossa "Hokus pokus filiokus" tai suomessa tavallisimmin "Hokkus pokkus filiokkus".
Sana on ollut käytössä hieman vaihtelevissa muodoissa monissa Euroopan kielissä ainakin 1600-luvulta saakka. Sen varhaisin tunnettu esiintymä kirjallisuudessa on Englannissa vuonna 1634 ilmestyneen, silmänkääntötemppuja käsitelleen teoksen nimessä Hocus Pocus Junior - The Anatomy of Legerdemain. Kirjan tekijän nimeä ei tunneta, mutta teoksensa mukaan hän on myöhemmin tullut tunnetuksi nimellä Hocus Pocus.
Sanan alkuperästä on useita selityksiä. Sen on arveltu olevan alkujaan täysin merkityksetön loru, joka on vain tarkoitettu kuulostamaan latinaa muistuttavalta. Usein sen on kuitenkin selitetty olevan kansanomainen väännös latinankielisissä ehtoollisen asetus­sanoissa esiintyvästä lauseesta Hoc est corpus (meum), "Tämä on (minun) ruumiini". Koska sanat katolisen kirkon messussa lausutaan latinaksi, suuri osa läsnä olleista seura­kunta­laisista ei niiden merkitystä tuntenut, mutta tiesi, että kirkon opin mukaan papin lausuessa nuo sanat tapahtui jotakin merkillistä. Tämän usein myös kyseen­alaistetun selityksen sanan alkuperästä esitti ainakin jo Canterburyn arkkipiispa John Tillotson vuonna 1694.
Kuvaannollisesti hokkuspokkus voi merkitä myös hölyn­pölyä tai käsittämätöntä puhetta. Sen lyhentymänä on syntynyt myös englannin kielen huijausta tarkoittava sana hoax.
Kutsu

Kutsukortti vihkiäiskahville 1950-luvulta
Kutsu on viestinnän muoto, jolla henkilö tai taho pyytää toista osallistumaan juhlaan, tapahtumaan tai muuhun toimintaan tai tilaisuuteen. Kutsu voi olla suullinen, kirjallinen tai sähköinen. Muodollisissa tilaisuuksissa käytetään tyypillisesti painettua tai käsin tehtyä kutsukorttia, kun taas epämuodollisemmissa tilanteissa kutsu voidaan esittää puhelimitse tai sähköpostitse. Kutsukortin ulkoasu heijastaa usein tilaisuuden luonnetta.
Kutsu sisältää tavallisesti tiedot tilaisuuden järjestäjästä, kutsuttavasta, tapahtumapaikasta, päivämäärästä ja kellonajasta. Kutsuissa voidaan mainita myös pukeutumiskoodi, tarjoilut ja mahdollinen vastaustoive (R.S.V.P. tai V.P.). Perinteisen etiketin mukaan tiettyihin tilaisuuksiin, kuten ylioppilasjuhliin, ei ole tarvittu erillistä kutsua. Nykyään myös näihin juhliin lähetetään usein kutsut erityisesti läheisille ja sukulaisille.
Tapakulttuuriin kuuluu kutsuun vastaaminen. Vastauksessa tyypillisesti kiitetään kutsusta ja ilmoitetaan osallistumisesta. Ruokatarjoilun sisältävissä tilaisuuksissa on tapana ilmoittaa mahdolliset ruoka-allergiat ja erityisruokavaliot.