stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Hackmaniitti
Värinvaihto-ominaisuus eli tenebresenssi

Hackmaniitti vaihtaa väriään valkoisesta pinkkiin tai violettiin, ja tämä värinvaihto perustuu ns. värikeskus-ilmiöön (F-keskus = saks. Farbzentrum). Hackmaniitin kemiallinen kaava on hyvin lähellä sodaliittia (Na8Al6Si6O24Cl2), mutta siinä on lisänä pienen pieni määrä rikkiä disulfidi-ioneina S22–. Disulfidi-ioni on kidehilassa sellaisessa kohdassa, jossa olisi normaalisti kloridi-ioni, ja koska näiden kahden välillä on varausero (eli ionit ovat keskenään ns. aliovalenttisia), niin tällöin kidehilan varaustasapainovaatimuksen mukaisesti yksi kloridi-ioni on joutunut poistumaan hilasta. Tällöin kidehilassa on lähekkäin disulfidi-ioni ja yksi tyhjä paikka eli kloridivakanssi. Tämä kaksikko on värinvaihto-ominaisuuden sydän, ja itse näkyvän valon absorptio (mikä johtaa johonkin väriin) tapahtuu natriumien muodostamassa tetraedrissä, jonka keskellä kloridivakanssi sijaitsee.
Värinvaihdon tehokkuus eli se, kuinka syvä väristä tulee, on verrannollinen värikeskusten määrään. Suurempi määrä värikeskuksia tuottaa syvemmän keskimääräisen värityksen ja toisin päin. Värikeskustiheyttä voidaan arvioida Smakulan kaavalla sekä Bromin et al. esittämällä, hackmaniittien värikeskustiheyttä (yksikössä kpl/cm3) paremmin kuvaavalla yhtälöllä:
N_{c}={\dfrac {5,0*10^{15}*\alpha _{m}}{f}}
jossa
N_{c}= värikeskuskonsentraatio,
\alpha _{m}= absorptiokertoimen maksimiarvo (yksikkö cm–3), joka voidaan määrittää täysin värjääntyneestä näytteestä Lambertin–Beerin lain avulla ja
f = oskillaattorin voimakkuus (0,3 atomiyksikköä hackmaniitilla).
Toinen määritystapa on värjäämättömän ja värjäytyneen hackmaniitin massamagnetisaatiomittausten (suure σ ja yksikkö A m2 kg–1) jakaminen metastabiilin triplettitilan 3[S2–,VCl–(a1)] magneettisella momentilla eli hackmaniitin tapauksessa 2,1:llä Bohrin magnetonilla µB):
N_{c}={\dfrac {\sigma }{\mu _{B}}}
Tällöin lopputuloksena saadaan värikeskustiheys yksikössä kpl/kg.
Hackmaniitilla värikeskustiheyden on raportoitu olevan luokkaa 1016 kpl/g, 1017 kpl/g ja 1018 kpl/cm3 riippuen näytteestä.
Värinvaihto-ominaisuus eli tenebresenssi > UV-säteily

Kun UV-säteilyfotoni osuu disulfidi-ioniin, tältä irtoaa yksi valenssielektroni, joka päätyy kloridivakanssiin. Tällöin disulfidi-ionin varaukseksi tulee –1 ja kloridivakanssin varaukseksi sama –1. Kloridivakanssiin loukkuuntunut elektroni alkaa absorboida näkyvää valoa vihreällä aallonpituudella, mikä saa hackmaniitin värin näyttämään pinkiltä, sillä pinkki on vihreän vastaväri.
Kvanttimekaanisesti kuvaillen prosessi tapahtuu seuraavanlaisesti:
UV-fotoni (energia n. 4–5 eV) virittää valenssielektronin S22–-ionilta kloridivakanssiin VCl (Krögerin–Vinkin merkintätapa). Elektronisiirtymä on siis 1[S22–,VCl] → 1[S2–,VCl–(a1)].
Na+-ionien muodostama tetraedri, jonka keskellä on VCl, uudelleenjärjestäytyy VCl:iin loukkuuntuneen elektronin vuoksi (elektroni vetää Na+-ioneja hieman puoleensa, jolloin tetraedrin koko supistuu hieman sisäänpäin). Tämä tuottaa metastabiilin triplettitilan 3[S2–,VCl–(a1)], josta tulee värikeskuksen perustila.
Värikeskus alkaa absorboida fotoneja keskimääräisesti n. 2,4 eV:n (n. 540 nm) energialla, mikä johtaa elektronin virittymiseen värikeskuksen virittyneeseen tilaan 3[S2–,VCl–(t2)]. Tämä elektronisiirtymä johtaa siihen, että materiaali näyttäytyy pinkkinä tai violettina, sillä kyseessä on sallittu ja kvanttimekaanisesti suotuisa A1→T2-siirtymä.
Kun elektroni palaa takaisin värikeskuksen perustilalle 3[S2–,VCl–(a1)], sillä on pieni todennäköisyys palata takaisin ensimmäiselle perustilalle 1[S22–,VCl]. Jos tämä siirtymä toteutuu, elektroni poistuu värikeskuksesta ja palautuu takaisin S2–-ionille. Tämä pieni todennäköisyys tarkoittaa myös sitä, että koska kyseessä on epäsuotuisa kvanttimekaaninen siirtymä, on elektronien palautuminen värikeskuksista verrattain hidasta, minkä vuoksi värin haaleneminen takaisin valkoiseksi on hidas (tunteja) prosessi.
Värinvaihto-ominaisuus eli tenebresenssi > Röntgen-, ydin- ja hiukkassäteily

Hackmaniitin voi värjätä UV-valon lisäksi myös röntgen-, gamma-, alfa-, beeta-, positroni- ja neutronisäteilyllä sekä elektroneilla. Tässä värjäytymistavassa mekanismi johtuu kiteessä olevien atomien sisäkuorten elektronien virittymisestä korkeaenergisen säteilyn osuessa materiaaliin. Sisäkuorilta sinkoutuneet elektronit menettävät energiaansa, kunnes ne päätyvät läheiselle kloridivakanssille, jolloin syntyy jälleen vihreää valoa absorboiva samanlainen värikeskus kuin UV-säteilyllä.
Korkeilla gammasäteilyannoksilla (~7 kGy 60Co-säteilyä) on hackmaniitissa tavattu värikeskuksen muodonmuutosta tetraedristä tasokolmioksi. Tämä muodonmuutos johtaa siihen, että värjäytynyt hackmaniitti alkaa absorboida vihreän lisäksi myös sinistä ja punaista valoa. Lisäksi muodonmuutoksen on havaittu olevan pysyvä, eli hackmaniittiin jää muistijälki gammasäteilystä siten, että vaikka materiaali haalennettaisiin takaisin valkoiseksi, uudelleenvärjäys esim. UV-säteilyllä tuo esiin samat sinistä ja punaista valoa absorboivat ominaisuudet. Tällaista ominaisuutta ei ole tiettävästi havaittu tähän asti millään muulla materiaalilla maailmassa.
Värinvaihto-ominaisuus eli tenebresenssi > Värin palautuminen

Elektroni on sitoutunut niin löyhästi värikeskukseen, että se pääsee pois helposti matalaenergisen säteilyn – käytännössä näkyvän valon – avulla. Vihreä valo on tehokkain poistamaan värin, mutta myös lämpö saa materiaalin palautumaan valkoiseksi. Hackmaniittia lämmitettäessä n. 200 Celsius-asteeseen sen väri palautuu täysin, ja tämän jälkeen se voidaan värjätä uudelleen. Värjäytymistehokkuus ei heikkene syklien myötä, sillä kiderakenne on ympäröiviä olosuhteita kohtaan vankka ja tuhoutumaton.
Valmistus

Hackmaniittia voidaan valmistaa laboratoriossa millä tahansa menetelmällä, jossa reaktiotapahtumassa on korkea lämpötila. Esimerkkejä tällaisista on mikroaalto-, kiinteän olomuodon ja hydroterminen menetelmä. Tieteiskirjallisuudessa tavattavista menetelmistä yleisin on kiinteän olomuodon menetelmä, jossa lähtöaineseosta (zeoliitti, natriumsulfaatti ja natriumkloridi) kuumennetaan ensin 850 °C:ssa ilmassa ja tämän jälkeen pelkistävässä kaasukehässä (esim. kaasuseos, jossa on 10 % vetyä ja 90 % typpeä). Tämä reaktiomenetelmä on suosittu sen helpon toistettavuuden vuoksi, ja myös siksi että sitä on hackmaniitin tapauksessa tutkittu ja optimoitu pitkään. Tuotteena syntyy hienojakoista jauhetta, josta voidaan valaa esim. kalvoja tutkimustarkoituksiin.
Jauhetta voidaan käyttää toiminnallisena materiaalina sekoittamalla sitä mihin tahansa sellaiseen materiaaliin, joka päästää näkyvää valoa ja UV-säteilyä lävitseen. Esimerkki tällaisesta on silikoni, jonka ominaisuuksiin kuuluu taipuisuus, kestävyys ja hyvä sietokyky kemikaaleille ja ympäristöolosuhteille. Toinen vaihtoehtoinen tapa tehdä hackmaniitista pinta on käyttää muovitusaineita, mutta tällöin jauhetta vaaditaan yleensä enemmän.
Hackmaniitti uudelleenkäytettävänä valokuvausfilminä

Koska hackmaniittia voi värjätä ja haalentaa takaisin uudelleen ja uudelleen, voi siitä tehdä uudelleenkäytettävän valokuvausfilmin. Suomalainen kemisti Sami Vuori keksi v. 2023 uudelleenkäytettävän filmin, jossa muoviin valettua hackmaniittia värjätään aluksi UV-lampulla, minkä jälkeen se laitetaan filmikameraan ja tällöin filmille muodostuu vaaleanpunainen positiivikuva. Filmi voidaan tämän jälkeen skannata asiakirjaskannerilla ja värjätä taas uudelleen UV-lampulla, jolloin kuva pyyhkiytyy ja filmi on valmis seuraavaan valotukseen. Jos kuvaaja haluaa säästää kuvan, filmi voidaan laittaa pimeään, sillä ilman valoa filmin haaleneminen takaisin valkoiseksi pysähtyy täysin.
Filmin etuna on uudelleenkäytettävyys ja se, että kehitekemikaaleja ei tarvita, ja hackmaniittifilmi ei myöskään tarvitse lainkaan gelatiinia, mikä tekee siitä vegaanisen filmivaihtoehdon (perinteiset valokuvausfilmit sisältävät gelatiinia). Suurin haittapuoli on kuitenkin erittäin pitkä (tunteja) valotusaika, sillä hackmaniitin tapauksessa valolla haaleneminen on kvanttimekaanisesti epäsuotuisa ja täten tehoton prosessi. Tämä tarkoittaa, että tällä hetkellä tämän tyyppistä filmiä voidaan käyttää vain ultrapitkän valotuksen filmikuvauksessa, jossa kohteena on esim. kaupungin keskusta, jossa valokuvaaja haluaa häivyttää kaiken liikkeen.
Eräs toinen uudelleenkäytettävä filmi on Lioun et al. keksimä 9-metyyliakridiniumiin interkaloidut savihiukkaset, mutta siinä hankaluutena on se, että kuvan pyyhkiminen vaatii materiaalin upottamista rikkihappoon.
Aiheesta muualla

Turun yliopisto, mediatiedote 16.06.2022: Hackmaniitti voi vaihtaa väriä lähes ikuisesti ominaisuuden heikkenemättä - kestävällä materiaalilla lukuisia hyödyntämiskeinoja
Turun yliopisto, mediatiedote 29.09.2022: Hackmaniitti vaihtaa väriään myös radioaktiivisen aineen säteilyn vaikutuksesta – säteilyn jättämä muistijälki mahdollistaa uusia sovelluksia
Mindat: Hackmanite (englanniksi)
GlassicGems: Hackmanite (englanniksi)
Synteettisen hackmaniitin tenebresenssi: alun perin näytteet ovat valkoisia, mutta 254 nm:n UV-säteilyaltistuksen jälkeen ne ovat muuttaneet väriään vaaleanpunaiseksi. Väri palautuu takaisin valkoiseksi, kun näytteet jätetään huonevalaistukseen.
Hackmaniitin värikeskuksen muodonmuutos korkeaenergisen gammasäteilyn vaikutuksesta.
Taipuisa hackmaniittikalvo.
Pintagravitaatio

Pintagravitaatio eli painovoima taivaankappaleen pinnalla, g, on se kiihtyvyys, jonka gravitaatio saa aikaan taivaan­kappaleen pinnalla. Se voidaan ajatella kiihtyvyydeksi, jonka koe­kappale saisi hyvin lähellä kohteen pintaa, edellyttäen että koe­kappaleen massa on paljon pienempi kuin itse taivaan­kappaleen, niin, ettei se itse aiheuta häiriötä.
Pinta­gravitaatio mitataan kiihtyvyyden yksiköillä, jollainen SI-järjestelmäsä on metri sekunnin neliötä kohti, m/s2.  Usein se kuitenkin ilmaistaan Maan pinnalla vaikuttavan paino­voiman kiihtyvyyden, g = 9.80665 m/s2, moni­kertana. Astro­fysiikassa sille käytetään usein loga­ritmista asteikkoa, jolloin käytetty mittaluku, log g, on  cgs-yksiköissä (cm/s2) ilmaistun kiihtyvyyden 10-kantainen eli Briggsin logaritmi. Koska gravitaatio aiheuttaa kaikille kappaleille yhtä suuren kiihtyvyyden ja koska 1 m/s2 = 100 cm/s2, on paino­voiman kiihtyvyys Maan pinnalla cgs-yksiköissä 980,665 cm2, jonka 10-kantainen logaritmi log g = 2,992.
Valkoisen kääpiön pinta­gravitaatio on hyvin suuri, neutroni­tähden vielä suurempi. Neutroni­tähden suuren tiheyden vuoksi sen pinta­gravitaatio voi olla jopa 7·1012 m/s², yli 7·1011 kertaa suurempi kuin Maassa. Yksi seuraus tästä suuresta paino­voimasta on sekin, että pakonopeus neutroni­tähden pinnalta voi olla jopa luokkaa 100 000 km/s, eli noin kolmasosa valon nopeudesta.
Ei-pallosymmetriset kappaleet

Useimmat todelliset taivaankappaleet eivät ole tarkalleen pallomaisia. Yksi syy tähän on, että monet niistä pyörivät, minkä vuoksi niihin vaikuttavat painovoiman ja keskipakoisvoima yhdessä. Tämän vuoksi tähdet ja planeetat ovat navoiltaan litistyneitä, ja pintagravitaatio on päiväntasaajalla pienempi kuin navoilla. Hal Clement kuvittelikin tieteisromaanissaan Mission of Gravity hyvin nopeasti pyörivän suuri­massaisen planeetan, jonka pinnalla gravitaatio oli navoilla paljon suurempi kuin päivän­tasaajalla.
Siinä määrin kuin kappaleen sisäinen tiheysjakauma poikkeaa symmetrisestä mallista, mitatun pintagravitaation perusteella voidaan tehdä päätelmiä kappaleen sisäisestä rakenteesta. Tätä on käytetty käytännössä hyväksi vuosista 1915-1916 lähtien, jolloin Loránd Eötvösin torsiovaakaa käytettiin öljyn etsimiseen läheltä Egbelliä (nyk. Gbelyä) Slovakiassa., p. 1663;, p. 223. Vuonna 1924 torsiovaa'an avulla paikannettiin Nash Domen öljykentät Texasissa., p. 223.
Jos kappale olisi muodoltaan esimerkiksi laaja taso, putkimainen, viiva, ontto kuori, kartio tai muu eri tavoin symmetrinen kappale, painovoima sen pinnalla olisi eri kohdissa hyvin eri suuri, mutta laskettavissa. Tällaisia taivaankappaleita ei tosin ole olemassa, mutta tällaisiakin tapauksia voidaan käyttää laskuesimerkkeinä, jotka havainnollistavat myös todellisten kappaleiden käyttäytymistä.
Tähden pintagravitaatio ja luminositeetti

Tähtien läpimittaa ei voida mitata suoraan havaintojen perusteella, koska ne näyttävät pistemäisiltä suurimmillakin kaukoputkilla. Niiden pintagravitaatio, ja sen avulla myös säde, voidaan kuitenkin arvioida niiden luminositeettiluokan perusteella. Tämä perustuu siihen, että tähden spektriviivat riippuvat voimakkaasti tähden pintagravitaatiosta, johon myös tähden luminositeetti on tiukasti sidoksissa.
Esimerkiksi jättiläis- ja kääpiötähtien massat voivat olla samaa luokkaa, mutta niiden läpimitat ja sen mukaisesti pintagravitaatio ovat hyvin eri suuret, sillä jättiläistähden tiheys on paljon pienempi. Jättiläis- ja kääpiötähdet voidaankin erottaa toisistaan luminositeettiefektien avulla.
Esimerkiksi spektriluokissa B, A ja F vedyn spekrtiviivat ovat sitä kapeammat, mitä suurempi on tähden luminositeetti. Tämä johtuu Starkin ilmiöstä: metalli-ionit aiheuttavat vetyatomien kohdalle sitä voimakkaamman sähkökentän, mitä suurempi on tähden tiheys ja samalla gravitaatio. Tämä saa vedyn energiatasot jakautumaan ja spektriviitat levenemään. Tämän vuoksi viivat ovat kirkkaimmilla tähdillä kapeat mutta pääsarjan tähdillä ja varsinkin valkoisilla kääpiöillä levenneet.
Auringon tyyppisten G-spektriluokan tähtien luminositteeti ja samalla painovoima mitataan neutraalin raudan ja ionisoituneen strontiumin spektriviivojen Fe I ja Sr II avulla. Molemmat viivat muuttuvat lämpötilasta riippuen suunnilleen samoin, mutta Sr II -viivat voimistuvat luminositeetin kasvaessa (ja pintagravitaation samalla pienentyessä) paljon enemmän kuin Fe I -viivat.
Saman spektriluokan jättiläinen on punaisempi kuin pääsarjan tähti. Spektriluokkien G ja K jättiläisten spektreissä on voimakas syaanin absorptiovyö, joka on hyvin heikko pääsarjan tähdillä. Samanlaisia viivoja vastaa viileä jättiläinen ja kuuma pääsarjan tähti.
Mustan aukon pintagravitaatio

Yleisessä suhteellisuusteoriassa newtonilainen kiihtyvyyden käsite ei ole yhtä käyttökelpoinen. Mustien aukkojen tapauksessa pintagravitaatiota ei voida määritellä kiihtyvyydeksi, jonka testikappale saisi sellaisen pinnalla. Tämä johtuu siitä, että tapahtumahorisontilla testikappaleen kiihtyvyys olisi suhteellisuusteorian mukaan ääretön. Tämän vuoksi käytetään renormalisoitua arvoa, joka vastaa newtonilaista arvoa heikkojen gravitaatiokenttien tapauksessa, joita voidaan käsitellä Newtonin fysiikan avulla. Yleisesti käytetty arvo on paikallinen ominaiskiihtyvyys kerrottuna gravitaatiosta aiheutuvan punasiirtymän kertoimella. Näistä edellinen on tapahtumahoristontilla ääretön, jälkimmäinen nolla, mutta niiden tulolla on sitä lähestyttäessä äärellinen raja-arvo. Tapauksessa, jolloin musta aukko ei pyöri ja tapahtumahorisontin säde on sama kuin Schwarzschildin säde, tämä arvo on määriteltävissä, olipa mustan aukon massa mikä tahansa.
Kun puhutaan mustan aukon pintagravitaatiosta, on kyseessä käsite, joka on analoginen newtonilaiselle pintagravitaatiolle mutta ei ole sama asia. Itse asiassa mustan aukon pintagravitaatio ei yleisessä tapauksessa ole määriteltävissä, sen sijaan kyllä siinä tapauksessa, jos tapahtumahorisontti on Killingin horisontti.
Staattisen Killingin horisointin pintagravitaatio  \kappa  on kiihtyvyys, joka tarvitaan pitämään kappale tapahtumahorisontilla. Matemaattisesti, jos  k^{a} on sopivasti normalisoitu Killingin vektori, pintagravitaatio on määriteltävissä kaavalla
missä arvot ovat tapahtumahorisontilla vallitsevat. Staattisessa ja asymptoottisesti suoraviivaisessa aika-avaruudessa normalisointi on suoritettava siten, että  k^{a}k_{a}\rightarrow -1=r\rightarrow \infty  ja   \kappa \geq 0. Schwarzschildin ratkaisulla valitaan  k^{a} aikasiirtymän Killingin vektoriksi  k^{a}\partial _{a}={\frac {\partial }{\partial t}}, ja yleisemmin Kerr-Newmanin ratkaisussa vastaavasti   k^{a}\partial _{a}={\frac {\partial }{\partial t}}+\Omega {\frac {\partial }{\partial \phi }}, jolloin aikasiirtymän ja aksiaalisesti symmetristen Killingin vektorien lineaarikombinaatio on nolla horisontilla, jossa kulmanopeus on  \Omega .
Mustan aukon pintagravitaatio > Schwarzschildin ratkaisu

Koska  k^{a} on Killingin vektori, yhtälöstä  k^{a}\nabla _{a}k^{b}=\kappa k^{b} seuraa, että  -k^{a}\nabla ^{b}k_{a}=\kappa k^{b}. Jos käytetään napakoordinaateissa  (t,r,\theta ,\phi ), se on  k^{a}=(1,0,0,0). Jos koordinaatit muunnetaan Eddingtonin-Finkelsteinin koordinaateiksi  v=t+r+2M\ln |r-2M|, metriikka saa muodon  ds^{2}=-\left(1-{\frac {2M}{r}}\right)dv^{2}+2dvdr+r^{2}(d\theta ^{2}+\sin ^{2}\theta d\phi ^{2}).
Yleisessä koordinaattimuunnoksessa Killingin vektori muuttuu kuin  k^{v}=A_{t}^{v}k^{t} , jolloin saadaan vektorit  k^{a'}=(1,0,0,0) ja  k_{a'}=\left(-1+{\frac {2M}{r}},1,0,0\right).
Jos tähän sijoitetaan b=v, yhtälö  k^{a}\nabla _{a}k^{b}=\kappa k^{b} johtaa differentiaaliyhtälöön  -{\frac {1}{2}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left(-1+{\frac {2M}{r}}\right)=\kappa .
Tämän vuoksi Schwarzschildin ratkaisuksi saadaan mustan aukon pintagravitaatioksi  \kappa ={\frac {1}{4M}}., missä  M on sen massa.
Mustan aukon pintagravitaatio > Kerrin-Newmanin ratkaisu

Kerrin-Newmanin ratkaisun mukainen pintagravitaatio on
missä  Q on sähkövaraus ja  J liikemäärämomentti. Tällöin määritellään, että  r_{\pm }:=M\pm {\sqrt {M^{2}-Q^{2}-J^{2}/M^{2}}} vastaa kahta horisonttia ja  a:=J/M.
Mustan aukon pintagravitaatio > Dynaamiset mustat aukot

Stationaarisen mustan aukon pintagravitaatio on hyvin määritelty, koska kaikilla stationaarisilla mustilla aukoilla on Killingin mukainen tapahtumahorisontti. Viime aikoina on pyritty määrittelemään pintagravitaatio myös dynaamisille mustille aukoille, joissa aika-avaruudelle ei voida esittää Killingin vektorikenttää. Eri kirjoittajat ovat vuosien kuluessa esittäneet erilaisia määritelmiä. Vielä ei ole päästy yksimielisyyteen siitä, mikä määritelmä, jos mikään, on oikea.
Aiheesta muualla

Newtonian surface gravity
Kölnin yliopisto

| Kölnin yliopisto> Universität zu Köln |
| --- | --- |
  

Perustettu:  1388 / 1919
Rehtori:  Axel Freimuth
Kansleri:  Michael Stückradt
Opiskelijoita:  44 181 
Sijainti:  Köln,  Saksa
Osoite:  Albertus-Magnus-Platz 50923 Köln
Sivusto:  https://www.uni-koeln.de/
Kölnin yliopiston päärakennus
Kölnin yliopisto (saks. Universität zu Köln) on yliopisto Kölnissä Saksassa ja se on yksi Euroopan vanhimmista yliopistoista.
Kölnin yliopisto perustettiin jo vuonna 1388 ja se toimi aina vuoteen 1798 jolloin ranskalaismiehittäjät lakkauttivat yliopiston kapinoinnin takia. Yliopisto perustettiin uudelleen vasta 1919. Nykyisin yliopistossa opiskelee noin 44 000 opiskelijaa, joista noin 10 % on ulkomaalaisia.
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
Yliopiston sivut
Frankfurtin pörssi

| Frankfurtin pörssi> Frankfurter Wertpapierbörse |
| --- | --- |

Paikka:  Frankfurt am Main, Saksa
Perustettu:  1585
Omistaja:  Deutsche Börse
Valuutta:  EUR
Indeksit:   DAX  MDAX  SDAX  TecDAX 
Aiheesta muualla
Sivusto
Infobox OKNimi-testi OK: 
Frankfurtin pörssin salia (Deutsche Börse Eschbornin pääkonttorista).
Frankfurtin pörssi (saks. Frankfurter Wertpapierbörse) on pörssi Frankfurt am Mainin kaupungissa ja sen naapurikaupungissa Eschbornissa Saksassa.
Frankfurin pörssi on maailman suurimpia arvopaperipörssejä. Se on osa Deutsche Börse AG (Saksan pörssi) -yhtiötä. Frankfurtin pörssi on suurin Saksan pörsseistä ja merkittävä toimija myös Euroopan markkinoilla.
Tammikuussa 2016 Deutsche Börse oli (Frankfurtin pörssissä) listattujen yhtiöiden yhteenlasketulta markkina-arvoltaan (1 563 mrd.) maailman yhdeksäneksi suurin pörssi. Eurooppalaisista pörsseistä suurempia kuin Deutsche Börse (Frankfurtin pörssi) ovat Lontoon pörssi ja Euronext.
Frankfurtin pörssin (Deutsche Börsen) osakeindeksejä ovat DAX, DAXplus, CDAX, DivDAX, LDAX, MDAX, SDAX, TecDAX, VDAX ja EuroStoxx 50.
Aiheesta muualla

Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Frankfurtin pörssi Wikimedia Commonsissa
Frankfurtin pörssin sivut (Arkistoitu – Internet Archive) (englanniksi)
Joaquín Caparrós

| 0 | 1 | 2 | 3 |
| --- | --- | --- | --- |

Henkilötiedot
Koko nimi: Joaquín Jesús Caparrós Camino
Syntymäaika: 18. marraskuuta 1955 (ikä 69)
Syntymäpaikka: Utrera, Andalusia, Espanja
Pituus: 180 senttimetriä
Lempinimi: Jokin
Seura
Seura: avoin
Tehtävä: päävalmentaja
Seurat
| Vuodet | Seura | O | (M) |
|  | Plus Ultra |  |  |
|  | Leganés |  |  |
|  | Conquense |  |  |
|  | Tarancón |  |  |
Valmennusura
1981–1984: San José Obrebro
1984–1986: Campillo
1986–1989: Motilla
1989–1990: Castilla-La Mancha
1990–1992: Gimnástico Alcázar
1992–1993: Conquense
1994–1995: Manzanares
1995–1996: Moralo
1996–1999: Recreativo
1998–2000: Andalusia
1999: Villarreal
2000–2005: Sevilla
2005–2007: Deportivo La Coruña
2007–2011: Athletic Bilbao
2011: Neuchâtel Xamax
2011–2013: Mallorca
2013–2014: Levante
2014–2015: Granada
2016–2017: Osasuna
2017: Al-Ahli
2018: Sevilla
2019: Sevilla
2020–2022: Armenia

Joaquín Caparrós (s. 18. marraskuuta 1955) on espanjalainen jalkapallovalmentaja ja entinen pelaaja.
Meriitit valmentajana

Copa del Rey
Hopeaa: 2009, 2018
Bertel Gardberg

| Bertel Gardberg |
| --- | --- |
 Bertel Gardberg vuonna 1961.
Henkilötiedot
Syntynyt: 24. elokuuta 1916 Tammisaari
Kuollut: 23. maaliskuuta 2007 (90 vuotta) Karjaa
Taiteilija
Ala:  taidekäsityö, muotoilu
Kuuluisimpia töitä:  Karelia, Lion
Palkinnot
 Lunning-palkinto (1961)   Pro Finlandia (1961)   Prinssi Eugen -mitali (1991) 
Bertel Richard Gardberg (24. elokuuta 1916 Tammisaari – 23. maaliskuuta 2007 Karjaa) oli suomalainen hopeaseppä, muotoilija ja akateemikko. Hän opiskeli Kööpenhaminassa ja perusti oman verstaan Helsinkiin 1940-luvun lopussa. Gardberg sai Lunning-palkinnon vuonna 1961 ja Pro Finlandia -mitalin samana vuonna sekä taiteen akateemikon arvonimen vuonna 1982. Milanon triennaalissa hänet palkittiin kultamitalilla vuosina 1954 ja 1957. Vuonna 1991 hänelle myönnettiin pohjoismainen Prinssi Eugen -mitali.
Elämä > Nuoruus

Bertel Gardberg syntyi Tammisaaressa 1916. Hän oli sukua kultaseppä Erik Gardbergille, joka toimi Helsingissä 1829–1854, ja Fabergén alihankkijalle Alexander Gardbergille. Bertelin lääkäri-isä Otto Gardberg oli myös taitava puuseppä. Hänen äitinsä oli Sally Aschan.