stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
RFID
Tietoturva

Luottamukselliseksi tarkoitettuja tietoja ihmisistä, yrityksistä ja esineistä pitää suojata varkauksilta tai kolmannen osapuolen vahingonteoilta tai väärinkäytöksiltä. RFID-järjestelmässä on neljä erikseen suojattavaa kohtaa: tägillä säilytettävä tieto, lukijan muistissa oleva tieto, tägin ja lukijan välinen tiedonsiirto ja tietoa käsittelevä järjestelmä esim. palvelin .
Tägillä olevaan tietoon pääsee käsiksi kahdella tapaa: lukijan luvaton käyttöönotto tai lukijan väärentäminen. Tägillä olevan tiedon väärinkäytön, muuttamisen ja tuhoamisen voi estää esimerkiksi käyttämällä vain luku -tyyppisiä tägejä. Tägien tiedon salaamiseen on myös kehitetty ratkaisuja, mutta koska ne vaativat myös tägiltä kehittyneempiä muistiominaisuuksia niin ne myös samalla nostavat RFID-ratkaisun hintaa.lähde?
Tägiltä lukijalle radioaaltojen avulla siirrettävä tieto on myös vaarassa hyväksikäytölle ja häirinnälle. Tietoa voidaan siepata ilmasta väärennetyllä lukijalla, lukijoille voidaan syöttää väärennettyä tai vahingollista tietoa tai tiedonsiirtoa voidaan häiritä esimerkiksi palvelunestohyökkäyksellä sähkömagnetiikkaa käyttäen. Muita häiriötä aiheuttavia tekijöitä ovat mm. nesteet (kuten vesi), metalli, folio, ilmankosteus, äärimmäiset lämpötilat, moottorit, langattomat laitteet kuten matkapuhelimet ja pda:t, langattomat tietokoneet ja verkot sekä langattomat puhelimet .
Lukija voi käsitellä tägin lähettämää tietoa muistissaan ennen kuin se lähettää sen eteenpäin tietoa käsittelevälle laitteelle. Lukijan voidaan näin ollen katsoa olevan kuin tietokone, jonka sisältö pitää myös suojata. Lukijan ja tietokoneen tai palvelimen sekä niiden välisen liikenteen suojaamiseen pätevät samat säännöt kuin esimerkiksi yrityksen sisäverkon suojaamiseen.lähde?
Valmistajat

Perinteisesti RFID-tunnisteet on valmistettu muovista, grafeenista tai hopeasta. Vuonna 2018 Stora Enso esitteli muovittoman RFID-tunnisteteknologian: sen valmistamat ECO-tunnisteet on tehty kokonaan kuitupohjaisesta paperista ja ovat siten aiempia tunnisteita edullisempia ja helpommin kierrätettäviä.
RFID:n tulevaisuus

Kustannusten alentuminen yleistänee RFID:n käyttöä. Lähitulevaisuudessa selvennä jotkut RFID-tägit saattavat maksaa isoina tilauksina vain 0,05–0,10 dollaria. Näin ollen RFID-tekniikka lähestyy kustannuksiltaan viivakoodien tasoa. RFID-tunnistuksen uskotaan tulevaisuudessa siirtyvän enemmän mikrotasolle, jolloin eri tapahtumia (väärennöksen ja viallisen tuotteen jäljitys) voidaan paremmin kohdistaa yksittäiseen tuotteeseen. RFID:tä voidaan hyödyntää jakelukanavan hallintavälineenä. Sillä voidaan osin korvata manuaalisia prosesseja, joilla seurataan tuotteita varastoissa ja lastauslaitureilla. (Verkotettu) RFID-portti lastauslaiturilla pystyy lähettämään tietoa ohimenevästä kontista taustajärjestelmään. Tämä saa aikaan esim. rahtikirjan automaattisen valmistumisen, joka nopeuttaa jakelua. RFID on keino automatisoida jakelukanavan hallintaa, joka tarkoittaa myös rahan säästöjä ja parempaa laadunvalvontaa.
Kuluttajasovelluksissa RFID:tä voidaan käyttää esimerkiksi älylaitteisiin, laitteiden ja asusteiden personointiin sekä helpottamaan maksutapahtumia vähittäistavarakaupoissa. Lisäksi se helpottaa tuotteiden palautusta: kuluttajalla ei tarvitse olla kuittia palauttaessaan tuotetta kauppaan.
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
Tekniikka ja Talous: Rfid-maailma etsii avoimuutta
RFID Lab Finland
RFID teollisuudessa
- Eurot/dollarit merkattu passiivisilla RFIDeillä?
Suomalaisia RFID-teknologian käyttäjiä
Academic Papers on RFID
Mobiililaajakaistapalvelujen kehittäminen joukkoliikenteessä (PDF)
Inaccuracy problems & RFID
järjestelmän integrointi
Ihon alle käteen sijoitettava RFID-siru ennen istutusta.
Largo di Torre Argentina

Largo di Torre Argentina
Largo di Torre Argentina on arkeologinen alue Rooman keskustassa. Sieltä on löydetty neljä Rooman tasavallan aikaista temppeliä neljänneltä vuosisadalta eaa. toiselle vuosisadalle jaa. sekä jäänteitä Pompeiuksen teatterista. Aukio on osa muinaista Mars-kenttää eli Campus Martiusta.
Nimi "Argentina" tulee ilmeisesti Strasbourgin kaupungin latinankielisestä nimestä Argentoratum. Paikalle oli 1920-luvulla tarkoitus rakentaa liiketalo, mutta esiin tulleiden raunioiden takia Benito Mussolini pyhitti alueen muinaismuistoille.
Kaivausalueelle pääsevät vapaasti vain Rooman kulkukissat, joita hyväntekeväisyysyhdistys hoitaa.
Neljä temppeliä

Temppeli A on kolmannelta vuosisadalta eaa, ja mahdollisesti omistettu Juturnalle, lähteiden jumalattarelle. Muodoltaan pyöreä temppeli B on useimpien tutkijoiden mukaan "Tämän päivän onnettaren temppeli" (Fortuna huiusce diei), joka olisi rakennettu kimbreistä Viterbossa saadun voiton kunniaksi. Temppeli C on  vanhin ja peräisin neljännen vuosisadan lopulta eaa. Se on omistettu luultavasti jumalatar Feronialle, jota sabiinit palvoivat. Toisen vuosisadan alussa rakennettiin temppeli D, suurin kaikista ja omistettu nymfeille tai pemarini-kotijumalille (lares), jotka suojelivat merenkulkijoita. Luultavasti vuonna 111 eaa. tapahtuneen tulipalon jälkeen luotiin uusi tuffilattia, joka nosti koko aukiota yli metrin.
Julius Caesarin murhapaikka

Temppeleiden B ja C välissä on karkea tuffikivestä tehty kellari, joka kuului Pompeiuksen teatterin kuuriaan eli paikkaan, jossa Rooman senaatti kokoontui 15. maaliskuuta vuonna 44 eaa. Tässä kokouksessa Julius Caesar murhattiin puukottamalla.  Senaatilla ei tuolloin ollut vakituista kokoontumispaikkaa, vaan se kokoontui eri osoitteissa.
Alueen kartta. A on Juturnan temppeli, B on "Tämän päivän onnen temppeli", C on luultavasti hyvin vanha hedelmällisyyden temppeli ja D Lares permarinin temppeli.   Numero 3 on osa Pompeiuksen kuuriaa, 4–5 ovat käymälöitä keisariajalta ja numerossa 6 oli toimistoja.
Ystävän laulut II

| Ystävän laulut II – Albatrossi Vesa-Matti Loiri |
| --- | --- | --- |

Studioalbumin tiedot
 Äänitetty : 2004
 Julkaistu: 27. lokakuuta 2004
 Tyylilaji: iskelmä
 Kesto: 42.38
 Levy-yhtiö: Warner Music Finland
Listasijoitukset
  Suomen virallinen lista: 2.
Vesa-Matti Loirin muut julkaisut
| Ystävän laulut 2003 | Ystävän laulut II – Albatrossi 2004 | Ivalo 2006 |
Ystävän laulut II – Albatrossi on 27. lokakuuta 2004 julkaistu Vesa-Matti Loirin albumi, jolla hän tulkitsee Juha Vainion sanoittamia kappaleita. Albumi on jatkoa edellisenä vuotena julkaistulle Ystävän laulut -albumille.
Albumi ylsi Suomen virallisen listan sijalle 2. Kultalevy myönnettiin vuonna 2004. Albumia on myyty yhteensä yli 24 000 kappaletta.
Kappaleet

Kaikki kappaleet säv. ja san. Juha Vainio, ja sov. Jesse Vainio & Kalle Torniainen, ellei toisin mainita.
Matkalla pohjoiseen – 3.09
Heiskasen kanssa kun heiluttiin – 3.53
Ei ole Kööpenhamina kuin ennen – 4.41
Apteekin ovikello – 3.48 (säv. Toivo Kärki)
Vanha salakuljettaja Laitinen – 3.34 (säv. Kärki, sov. Jesse Vainio, Torniainen & Mikko Kosonen)
Yleisessä saunassa – 3.19
Meni hermot – 3.01 (alkup. Cuore Matto, säv. T. Savio)
Kaunissaari – 5.31 (säv. Reijo Lehtovirta, sov. Peter Engberg)
Veljet keskenään – 3.29
Käyn ahon laitaa – 3.17
Albatrossi – 4.56
Muusikot

Vesa-Matti Loiri – laulu, huilu (3)
Lenni-Kalle Taipale – piano
Häkä Virtanen – basso
Peter Engberg, Juha Lanu, Risto Asikainen, Timo Kämäräinen – kitarat
Mongo Aaltonen – lyömäsoittimet
Sami Kuoppamäki – rummut
Jukka Tiirikainen, Jukka Eskola, Antero Priha – trumpetti
Heikki Keskinen – saksofonit
Heikki Pohto, Jouko Nyqvist – saksofonit, huilut
Jay Kortehisto, Matti Lappalainen – pasuunat
Jesse Vainio, Kalle Torniainen – koskettimet, ohjelmointi
Mikko Mustonen – eufonium
Hanna-Maria Helenius – taustalaulu
Arvostelut

Desibeli.net:
Protoplanetaarinen kiekko

Kuva joka on tehty Atacama Large Millimeter Arrayn keräämällä datalla kohteesta HL Tauri.
Protoplanetaarinen kiekko HH-30 Härän tähdistössä, noin 450 valovuoden päässä aurinkokunnastamme. Kiekko syöksee punertavan kaasusuihkun, mikä on ominaista tällaisille kohteille.
Protoplanetaarinen kiekko, esiplanetaarinen kiekko on nuoren tähden ympärillä kiertävä kaasusta, jäähitusista ja pölystä koostuva litteä kiekko. Esiplanetaarisen kiekon sisäosa on kuuma, ja siellä on muun muassa silikaattimineraaleja. Ulompana kiekon kylmässä osassa on runsaasti jäätä. Protoplanetaarisen kiekon kivipöly ja jäähituset tiivistyvät ajan mukana planeetoiksi.
Esiplanetaarisen kiekon massa on yleensä murto-osan tähden massasta. Sen aine virtaa spiraalimaisesti kohti tähteä, koska sen vauhti hidastuu oman kitkansa takia. Samaan aikaan uutta kaasua virtaa ympäröivästä pilvestä kiekon ulkoreunalle. Esiplanetaarinen kiekko on siten tyypillinen kertymäkiekko. Esiplanetaariseen kiekkoihin liittyvät usein keskustähdestä kiekon akselin suuntaisesti lähtevät suihkut. Monissa tapauksissa esiplaneteerinen kiekko näkyy sivulta katsoen tummana nauhana, joka peittää keskustähden tai sen lähistön.
Alussa syntynyttä esiplanetaarista kiekkoa on vaikeaa tai mahdotonta havaita, koska se on kaasun ja pölyn ympäröimä. Havaitaan ehkä vain radio- tai infrapunakohde tai suihkut. Esiplanetaarinen kiekko harvenee ajan mittaan, kun planeetat tiivistyvät. Joissain kiekoissa tiivistynyt planeetta avaa kiekkoon rengasmaisen aukon. Monesti syntyneet planeetat vaeltelevat kiekon vaikutuksesta.
Tyypillisiä esiplanetaarisia kiekkokohteita ovat nuorta Aurinkoa muistuttavat T Tauri-tähdet ja Herbig-Haro-kohteet. Esiplanetaarisia kiekkoja eivät ole Fomalhautin ja Vegan tyyppisten tähtien ympäriltä havaitut pölykiekot, jotka syntyvät asteroidien ja komeettojen törmäillessä ja hajoillessa. Nämä ovat esiplanetaarisia kiekkoja vanhempia.
Muutamia mittalukuja

Esiplanetaarisen kiekon säde on 200–800 AU ja massa noin 0,02 Auringon massaa 100 AU:n alalla, vaihteluväli 0,005–0,2 MO. Massiivisten protoplanetaaristen kiekkojen massa on noin 30 % tähden massasta. Aurinkokunnan synty on erään teorian mukaan edellyttänyt ainetta 0,013 Auringon massaa 36 AU:n alalla.
Kiekot ovat melko kylmiä, kuumia ne ovat vain sisäosiltaan. Kiekon sisäosissa lämpötila on noin 1000 kelviniä. Orionista löytyneiden kiekkojen keskustähtien massat ovat suunnilleen välillä 0,3–1,5 MO. Kaasunsa ympäröivästä pilvestä pääosin keränneiden niin sanottujen luokan II systeemien kiekkojen, joilla kuitenkin on massiivinen kiekko, massa on keskimäärin 0,02 MO, ja näillä systeemeillä kiekon massa on 10 % vaipan massasta. Alkukutistuminen tapahtuu 100 000 vuodessa, minkä jälkeen kiekkoon kertyy kaasua kiekon katoamiseen asti 10 miljoonan vuoden ajan. Vanhin havaittu esiplanetaarinen kiekko on 25 miljoonan vuoden ikäinen.
Molekyylitiheys kiekon keskiosissa on yli 106 molekyyliä/cm3. Kiekon tiheysjakauma noudattaa kaavaa ρ = r-1,9. Yleensä massaa on 5 AU:n alalla 0,01 MO. Tällöin hiukkanen ajautuu keskustähteen miljoonassa vuodessa. Asteroidivyöhykkeeltä ajaudutaan Aurinkoon muutamassa sadassatuhannessa tai miljoonassa vuodessa.
Esiplanetaarisessa kiekossa lienee planeettojen mineraaleja. Kalsiittia onkin havaittu 20 protoplanetaarisessa kiekossa 40:stä. T Tauri -vaiheessa Aurinko menetti massaa noin miljoonasosan vuodessa ja kokonaismassakato oli alle 0,1 MO.
Muutamia esiplanetaarisia kiekkoja

Kohteella L1489 IRS on esiplanetaarinen kiekko, jonka massa on 0,01–0,03 MO. Kiekko ulottuu 0,1–2000 AU:n säteelle keskustähdestään.
Kohde saattaa olla siirtymäkohde pölyn peitossa olevien ja T Tauri -kohteiden välillä, ja siirtymät kestävät vain 20 000 vuotta.
Orionissa on silhuettikiekko Orion 114-426. Bokin globulissa Rho Ophiuchi -tähden läheltä olevasta tähtien syntyalueesta on löydetty kiekko, jonka säde on 300 AU ja massa ainakin 2 Jupiterin massaa. Kohdetta kutsutaan nimellä "lentävä lautanen" (Flying saucer). Keskustähden lämpötila on 3000 K, sen kirkkaus on 0,4 Aurinkoa ja ikä noin miljoona vuotta.
Tunnettuja kiekkoja ovat HH 30:n ja "Perhostähden" (Butterfly star) kiekot. Nämä kiekot ovat kapeita 100 AU:hun asti ja levenevät sen ulkopuolella.
Esiplanetaarisia kiekkoja on tähdillä DM Tauri ja GM Aurigae. Bokin globulissa CB26 lienee 0,3 MO massainen keskustähti ja kiekko, jonka massa on ehkä 0,1 MO. Kiekolla on kaltevuuskulman kasvu 120 AU:n päässä keskustasta, ja se ulottuu keskustähdestään 200 AU:n päähän. Luultavasti Auringon massaista tähteä kiertää kiekko NGC 2071-IRS3, joka ulottuu noin 30 AU:n päähän keskustähdestään. Systeemillä on suihkupari.
NGC 2163 (Lk Hα 208, LkHA 208) on esiplanetaarinen kiekkokohde.
Jupiterin arvellaan muodostuneen Aurinkokunnassa ehkä 3–10 miljoonassa vuodessa. Juuri muodostunut planeettakunta on ehkä tähdellä HR 4796A.
Esiplanetaarisen kiekon tuottaman aurinkokunnan ominaisuuksia

Tutkijoiden mukaan esiplanetaarisen kiekon keskuskappaleen massa, pintatiheys ja alfa-parametri (viskositeetti tai pintatiheyden jakauma) määräävät millainen aurinkokunta siitä kehittyy. Suuri keskuskappaleen massa tuottaa enemmän/suurempia planeettoja, samoin suuri metallipitoisuus. Jättiläisplaneettojen synty hidastuu huomattavasti 0,4 MO tähdellä Aurinkoon verrattuna, 3,25 miljoonasta vuodesta yli 12 miljoonaan vuoteen.
Jos pintatiheys on suuri (Maan radan etäisyydellä yli 30 g/cm2), syntyvät planeetat vaeltavat migraatiota kohti keskustähteä. Massiiviset jättiläisplaneetat asettuvat myös helposti keskinäisten vetovoimiensa takia soikeille radoille. Suuria pintatiheyksiä saavutetaan varsinkin metallipitoisissa alkuaurinkosumuissa. Toisaalta pieni pintatiheys, 1 AU:n kohdalla 3 g/cm2, tuottaa suuren määrän Maata muistuttavia kiviplaneettoja ja Uranuksen tapaisia jättiläisplaneettoja. Keskinkertainen pintatiheys Σ 1 AU=10 g/cm2 tuottaa Aurinkokunnan tyyppisen systeemin, jossa ulompana on tapahtunut jonkin verran migraatiota. Tämä tarkoittaa sitä, että massiivinen kiekko tuottaa enemmän jättiläisplaneettoja. Jos alkuaurinkosumun kiekon viskositeetti α < 2, syntyy Aurinkokunnan tyyppinen planeettakunta pintatiheydellä 10 g/cm2. Jos viskositeetti α > 2, niin Auringon lähelle syntyy jättiläisplaneetta, kiviplaneetat ovat nykyistä isompia. Keskustähden massa saattaa vaikuttaa kiekon pintatiheyteen suoraan siten, että pintatiheys pienenee puoleen, kun keskustähden massa pienenee puoleen.
Esiplanetaarisen kiekon häviämisen syitä

Esiplanetaarinen kaasukiekko puoliintuu 3 miljoonan vuoden luokkaa olevassa ajassa. Syynä on osin planeettojen synty mutta syitä on muitakin. Kiekko häviää viskoosissa aikaskaalassa nopeasti 10 AU:n sisällä ja putoaa keskustähteen mutta merkityksettömän hitaasti 100 AU:n ulkopuolella, missä kiekko on harva.
10 AU:n etäisyydellä tähden säteily haihduttaa kiekkoa. Raskaan lähelle tulevan tähden säteily saattaa hävittää kiekkoa yli 20 AU:n päässä, ja vuorovesivoimat yli 100 AU:n päässä.
Minimimassainen alkuaurinkosumu

Minimimassaisella alkuaurinkosumulla (engl. lyhenne MMSN) tarkoitetaan vähimmäismassaista esiplanetaarista kiekkoa.
Massa lasketaan ottamalla huomioon eri planeettojen koostumus verrattuna aurinkosumuun, jossa on runsaasti vetyä mutta vain vähän planeettojen raaka-aineina toimivia raskaita alkuaineita. Esimerkiksi Maa, jossa on lähinnä vain raskaita alkuaineita, vaatisi alkuaurinkosumua 235 Maan massaa[vanhentunut linkki] mutta vetypitoinen Jupiter vain 5 Jupiterin massaa.
Niinpä alkuaurinkosumua tarvitaan planeettojen muodostumiseen vähintään 10 Jupiterin massaa eli 0,01 Auringon massaa. Ainakin 85 % kiekosta katosi planeettojen syntyessä, sillä ulommat osat eivät kyenneet tiivistymään planeetoiksi.
Esiplanetaarisen kiekon aineiden tiivistymislämpötiloja

Aurinkokunta syntyi protoplanetaarisesta kiekosta, joka oli alkuauringon ympärillä pyörivä kaasu- ja pölypilvi. Alkuaurinko oli silloin nykyistä kuumempi ja suurempi. Toisaalta kaasu kuumeni alkuauringon painovoimasta johtuvan liikkeen luoman kitkan vaikutuksesta.
Lähellä aurinkoa noin 0,2 AU:n päässä lämpötila oli noin 2000 K, jossa lähes kaikki mineraalit sulivat. Lämpötila laski vähitellen kiekon reunoja kohti. Alkuaineiden pitoisuudet eri planeetoilla tukevat ajatusta siitä, että alkuaurinkosumu olisi ollut keskeltä kuumempi.
Noin 160 K:n lämpötilassa hyvin pienissä sumunpaineissa härmistyi vesihöyry jääksi (normaali jäätymislämpötila yhden ilmakehän paineessa on tuttu 0 °C eli 273 K).
Maan vaipassa on rauta(II)oksidia 10 %, Marsissa enemmän; Merkuriuksessa ei tätä ainetta ole juuri ollenkaan. Marsissa on myös rautasulfidia, joka tiivistyy matalassa lämpötilassa. Toisaalta taas vesi- ja hiilipitoisia C-tyypin asteroideja on enemmän kuin vedettömiä ja silikaattipitoisia S-tyypin asteroideja.
Arvellaan, että lämpötila olisi ollut alkuaurinkosumussa
Merkuriuksen etäisyydellä 1400 K
Maan etäisyydellä 600 K
Marsin etäisyydellä noin 450 K
Jupiterin etäisyydellä noin 180 K
Saturnuksen etäisyydellä 100 K.
Muutamien aineiden kiinteytymispisteitä alkuaurinkosumun paineessa:
Jotkin metallioksidit CaO, TiO, AlO, Al2O3-silikaatit 1400–1800 K (n. 1560 K). Yli 1500 asteen lämpötilassa kiehuvat petrovskiitti CaTiO3, korundi Al2O3, spinelli MgAl2O3 ja melitiitti Ca(Al,Mg)(Si,Al)2O7.
Rauta ja nikkeli Fe/Ni 1300–1500 K
magnesiumsilikaatit (Mg-silikaatit) 1300–1500 K Esim Diopsidi Ca Mg(SiO3)2, Forsteriitti Mg2SiO4, Anortiitti Ca Al2Si2O8, Enstatiitti MgSiO3.
muut metallisilikaatit (natrium- ja kaliumsilikaatit) 900–1200 K (n. 1050 K) Plagioklaasi (CaAl, NaSi) AlSi2O3
oliviini FeSiO4 ja MgSiO4 noin 700–1000 K ja myös keksirautapitoiset mineraalit (Mg,Fe) SiO4, (Mg,Fe) SiO3
rautaoksidi FeO noin 900 K
rautasulfidi, trioliitti FeS noin 600 tai 800–1000 K
vesipitoiset silikaatit 500–600 K esim. serpentiino 400 K Mg6Si4O10(OH)8
metallioksidit 500 K Magnetiitti Fe3O4
hydratut kalsiummineraalit 400 K tai 350–550 K
suunnilleen Marsin etäisyydellä, Sulfaatit, Karbonaatit, hiiliyhdisteet, phyllosilikaatit (Mg, Al. Fe)12(S, Al)8 O20(oH) 16
hydratut rauta- ja kalsiummineraalit 300 K Marsin etäisyydellä
jääyhdisteitä 300–150 K
vesi H2O alkusumussa 160 K (?) Jupiterin etäisyydellä
muita jäitä, mm. Ammoniakki 1201-50 K (?) Saturnuksen etäisyydellä
metaani CH4 60 K (?)
vety, helium H, He < 20 K.
Vety ja helium ovat aina kaasumaisia. Neptunuksen oletetaan sijaitsevan alkuaurinkosumussa lähellä metaanin kiinteytymisrajaa. Kääpiöplaneetta Cereksessä, jonka etäisyys auringosta on 2,77 AU, on vesipitoisia silikaatteja ja vettä ehkä 25 %. Jättiläisplaneettojen syntyminen edellyttää jääyhdisteitä, joten niiden on oltava yli 4 AU:n päässä. Jäiden on oletettu voivan kiinteytyä isojen hiukkasten varjossa paljon lähempänä aurinkoa.
Esiplanetaarisen kiekon koostumus

Massaosuus yhdisteinä kylmässä kiekon osassa:
Kaasut, "aurinkomateria" eivät tiivistyneet missään
vety H 74 %
helium He 24 %.
Jäät, "jäämateria" tiivistyivät kaukana Auringosta:
vesi H2O 0,95 %
metaani CH4 0,5 %
ammoniakki NH3 0,05 %.
Kivet, "maamateria" (0,5 %) tiivistyivät Aurinkokunnan sisäosissa.
Alkuaineiden massaosuus Auringossa nykyään – sama kuin alkuaurinkosumun koostumus:
vety H 70 %
helium He 28 %
hiili, typpi, happi C, N, O noin 1,3 %
hiili 0,5 %
typpi 0,15 %
happi 1,1 %
neon Ne ~ 0,17 %
raskaita alkuaineita ~0,36 %: magnesium Mg 0,1 %, alumiini Al, pii Si 0,11 %, rikki S, kalsium Ca, rauta Fe 0,16 %, nikkeli Ni.
Esiplanetaarisen kiekon osasten nopeus ja kasautumisnopeus

Esiplanetaarisen kiekon osasten ratakulmanopeus etäisyydellä r riippuu radan sisällä olevasta massasta, joka käsittää keskustähden ja osasen sisällä olevan ainekiekon. Tällöin kulmanopeus omega riippuu M/R^3/2. Maan etäisyydellä kulmanopeus on noin 2E-7 radiaania/sekunti jos nopeus on 30 km/s. Mutta kappaleen kasautumisnopeus riippuu eri kappaleiden nopeusjakaumasta. Eri kappaleiden nopeusjakaumaa voidaan arvioida summittaisesti kiekon paksuuden pohjalla. Suuri kiekon paksuus merkitsee suurta osasten ratakaltevuuksien eroa ja siten suurta kappalten törmäysnopeutta. Niinpä eräs arvio kappalten törmäysnopeudelle on (omega*r)*(h/r), jossa omega on ratakulmanopeus, r keskimääräinen ratasäde, h kappaleen radan korkeus eli ainekiekon paksuus kohdalla r. Niinpä esimerkiksi, jos yhden kappaleen radan kaltevuus on 5 astetta, r 1 AU ja toisen kaltevuus 0 astetta törmäysnopeus on noin 10% ratanopeudesta eli 3 km/s. Niinpä kasautumisnopeus ds/dt on luokkaa roo*V eli (pintatiheys/h)* ((omega*r*h)/r) eli pintatiheys *omega.
Kirjallisuutta

Black, David C. & Matthews, Mildred Shapley: Protostars and planets II.  Tucson:  University of Arizona Press cop., 1985.  ISBN 0-8165-0950-6
Levy, Eugene H. & Lunine, Jonathan I.: Protostars and Planets III.  Tucson:  University of Arizona Press, 1993.  ISBN 0-8165-1334-1
Boss, Alan P. & Mannings, Vincent & Russell, Sara S.: Protostars and planets IV.  Tucson:  University of Arizona Press, 2000.  ISBN 0-8165-2059-3 P
Jewitt, D. & Keil, Klaus & Reipurth, Bo: Protostars and Planets V .  Tucson:  University of Arizona Press, In collaboration with Lunar and Planetary Institute cop., 2007.  ISBN 0-8165-2654-0
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
Cain, Fraser: Protostar Universe Today. 4.2.2009. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
The sun and other stars : Revision, Page 5 BBC - GCSE Bitesize Science. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
Protostars and Nebulae Protostars. Viitattu 25.10.2018.
Dutton, John A.: Nuclear Fusion in Protostars Astronomy 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
Dunham, Mike & Stutz, Amy & Allen, Lori & Evans, Neal & Fischer, Will & Megeath, Tom & Myers, Phil & Offner, Stella & Poteet, Charles & Tobin, John & Vorobyov, Eduard: Insights from Ten Years of Infrared Surveys with Spitzer and Herschel (pdf) The Evolution of Protostars. 16.6.2013. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
Montmerle, Thierry: X-rays from protostars: the holy grail… (pdf) Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble, France. 12-15.7.2005. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
Rieke, Marcia: Lecture 20: From Protostars to the Main Sequence Astr 250: Fundamentals of Astronomy. 15.2.2002. Viitattu 25.10.2018 (englanniksi).
Orionin sumussa muodostuvia protoplanetaarisia kiekkoja
Taiteilijan näkemys nuoresta tähdestä, joka syöksee kaasusuihkuja ja jota ympäröi kaasu- ja pöykiekko, josta planeetat syntyvät.
Kaaviokuva protoplanetaarisesta kiekosta.
Orionin sumussa muodostuva protoplanetaarinen kiekko.
Airco DH.2

| Airco DH> 2 |
| --- | --- |
 Airco DH.2
Tyyppi:  hävittäjä
Alkuperämaa:   Yhdistynyt kuningaskunta
Valmistaja:  Aircraft Manufacturing Company
Suunnittelija:  Geoffrey de Havilland
Airco D.H.2 oli ensimmäisen maailmansodan brittiläinen työntöpotkurinen hävittäjälentokone. D.H.2 lienee ollut ensimmäinen Geoffrey de Havillandin suunnittelema sotatoimissa menestynyt lentokone. Se näet osallistui niin kutsutun Fokker-vitsauksen taltuttamiseen, jonka kiivain ajankohta oli vuonna 1916.
Koneen käytännöllinen lakikorkeus oli noin 4 400 metriä, huippunopeus 150 km/h. Toiminta-aika oli noin kaksi tuntia ja 45 minuuttia. Sen moottori oli pyörivä Gnome Monosoupape, jonka teho oli 100 hevosvoimaa. Takamoottorisen lentokoneen ampuma-aseistuksena oli yksi edessä, koneen keulalla sijainnut Lewis-pikakivääri.
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
http://militaryhistory.about.com/od/worldwariaircraft/p/dh2.htm (Arkistoitu – Internet Archive)
Pentti Airio

| Pentti Airio> Henkilötiedot |
| --- | --- |
Syntynyt: 21. maaliskuuta 1945 Paimio
Kansalaisuus:  suomalainen
Ammatti:  upseeri
Sotilashenkilö
Palvelusmaa(t):  Suomi
Komentajuudet:  Reserviupseerikoulu
Sotilasarvo:  prikaatikenraali
Pentti Sakari Airio (s. 21. maaliskuuta 1945 Paimio) on eläkkeellä oleva Suomen puolustusvoimien prikaatikenraali. Airio on valmistunut Kadettikoulusta ja koulutukseltaan sotatieteiden tohtori ja on toiminut muun muassa Reserviupseerikoulun johtajana. Sotilasuran lisäksi hän on kirjoittanut sota-aiheisia kirjoja, muun muassa Yrjö Keinosesta, joka oli myös hänen väitöskirjansa Yrjö Keinonen – uudistajaksi asetettu aiheena.
Julkaisut

Yrjö Keinonen: puolustusvoimain komentaja, Otava, 2007 ISBN 978-951-1-22026-8
Ragnar Nordström ja talvisota, Reidev, 2008 ISBN 978-952-9812-08-0