stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Düdensuyu Mağarası

Altınbeşik Mağarası
Düdensuyu Mağarası (Altınbeşik Mağarası) Antalya'nın İbradı ilçesinde bulunan mağaradır.
Altınbeşik Düdensuyu mağarası ilk kez 1966 yılında, bölgede Oymapınar Barajı ile ilgili yapılan araştırmalar sırasında bulunmuştur. Adını bir üst kısmında yer alan Altınbeşik tepesinden almıştır.
1966-1967 yıllarında İngiliz ve Fransız mağaracılar ile ilk denemeler yapılarak kamuoyuna tanıtılmıştır.
Mağara içinden çıkan su, yeraltından Beyşehir Gölü ile irtibatlıdır. Beyşehir Gölü'nün kuzeyindeki Mada Adası'nda bulunan bir düdene kaçan su üzerinde yapılan boya deneyi, Düdensuyu mağarasından çıkan ve Manavgat Çayı'na karışan suyu boyamış ve böylece bu yer altı ilişkisi kanıtlanmıştır.
Altınbeşik Düden suyu mağarası iki kat üzerine yayılmıştır. Mağaraya 200 m uzunlukta bir yeraltı gölü üzerinden botla girilmektedir. Bu gölün sonunda traverten oluşumları vardır. Göl sonundan 44 m'lik dikey bir traverten oluşumu üzerinden ikinci kata çıkılmakta ve oradan 130 m uzunluğunda ince uzun sığ bir göl başlamaktadır. İkinci katın sonuna kadar küçük gölükcükler ve orta kısmında da göçük yapan çok büyük ve yüksek bir salondaki kalker blokları üzerinden 1,5 km kadar ilerlenebilmektedir. Mağaranın bu bölümü kısmen fosil durumuna geçmiştir, üst kat sağ ve sol cihetlerde bulunan yan kolların hepsi henüz araştırılmamıştır.
1985 yılında 10 kişilik bir Japon mağara grubu mağarada araştırma yapmış; 1.göl sonundaki 44 m'lik duvar önünden, memba şeklinde çıkansuya dalış yaparak sifonun arka tarafına geçtikleri ve kumsal bir zemin üzerinden birçok gölleri geçerek dağın içine doğru 3500 m ilerledikleri bildirmişlerdir.
1992'da Orta Doğu Teknik Üniversitesi su altı dalış ekibine mensup, mağara sifonlarına dalış yapan dalgıçlar, mağara içindeki yer altı gölüne dalış yapmışlar, fakat arkaya geçit veren sifonun ağzını bulamamışlardır.
Mağaradaki araştırmalar henüz bitmemiştir. Zaten mağara turizme açıldığında da bütün sistemin dolaşılması mevzubahis değildir. Düden suyu halen aktif bir sistem olduğundan, bu durumu gözetilerek turizme açılmıştır. Yağışlı günlerde Düden patlaması olmakta ve mağaradan çok büyük su çıkmaktadır.
İşaretçi (bilgisayar programlama)

Programlama dillerinde işaretçi, bellek adresi tutmak için tasarlanmış bir türdür.
İşaretçiyi anlamada, bir benzetim olarak kitap ayracı örneği verilebilir. Ayraç bir kitap sayfasına yerleştirilir, burada sayfa numarası bir bellek adresi, ayraç ise bir işaretçidir. Sayfa içeriğine erişmek için doğrudan ayracın bulunduğu sayfa açılabilir.
Bir değişken tanımlandığında, bellekte ona bir yer ayrılır. İşaretçiler bu bellek alanının başlangıç adresini tutar. a tam sayı değişkeni tanımlandığında, atandığı adresin başlangıcından değişkenin türünün boyu kadar bellekte yer kaplar. Değişkene atanan değer, ayrılan bu bellek alanında tutulur.
| Değişken Adı | Bellek Alanı | Bellek Adresi | C Kodu |
| --- | --- | --- | --- |
| a | 5 | 0x0000ffff | int a = 5; |
İşaretçi türünde bir pIa (pointer to integer a, a'yı gösteren bir tam sayı işaretçisi) değişkeni tanımlanır ve a değişkeninin adresi atanırsa, pIa a'nın adresini değer olarak tutar:
| Değişken Adı | Bellek Alanı | Bellek Adresi | C Kodu |
| --- | --- | --- | --- |
| pIa | 0x0000ffff | 0xfe371fde2 | int* pIa = &a; |
a değişkeninde yapılan her değişiklik, pIa işaretçi değişkenine görünür. İşaretçi kullanılarak a'nın değeri okunabilir veya değiştirilebilir.
| Değişken Adı | Bellek Alanı | Bellek Adresi | C Kodu |
| --- | --- | --- | --- |
| a | 23 | 0x0000ffff | *pIa = 23; |
Türünden bağımsız olarak bir işaretçi değişkeninin değeri her zaman bir sayıdır (bir bellek adresi). İşaretçinin türü, tutulan adresteki verinin nasıl yorumlanacağını belirtir. Buna göre int* türündeki pIa, tuttuğu adresteki veriyi int olarak yorumlayacaktır.
Bu durumun bir istisnası void* dır. void* türündeki bir değişken, bir adres tutar fakat bu adresteki veriyi yorumlamaz, kullanıcının istediği türde cast kullanması beklenir.
İşaretçiler, dinamik bellek tahsisi, özyinelemeli veri yapısı gerçeklenimi, büyük boydaki veriye hızlı erişim, hafızada ardışık (sequential) tutulan verilerin iterasyonu, nesne yaşam süresi işlemleri, donanım adresine erişim gibi pek çok yerde karşımıza çıkar.
Sönme (astronomi)

Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun  genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.
Dünyadaki gözlemciler için, sönme hem yıldızlararası ortamda (ISM) hem de Dünya'nın atmosferinden doğar; ayrıca, gözlemlenen bir nesnenin etrafını çevreleyen tozdan da ortaya çıkabilir. (Örneğin, X-ışını, mor ötesi ve kızıl ötesi gibi) bazı dalga boyu bölgelerinde güçlü atmosferik sönme uzay temelli gözlemlerin kullanılmasını gerekli kılmaktadır. Mavi ışık kırmızı ışıktan çok daha fazla güçle zayıflatılmış olduğundan sönme, nesneleri beklenenden daha kırmızı görünmesine neden olmakta ve bu görüngü de yıldızlararası kızarma (kırmızılaşma) olarak anılmaktadır.
Bir nesneye doğru sönmenin ölçümlenmesi

Bir yıldızın sönme eğrisinin ölçümlenmesi için, yıldızın spektrumu (kırmızılaşmamış) sönme tarafından henüz etkilenmemiş bilinen benzer yıldızların gözlemlenen spektrumu ile mukayese edilir. Mukayese için gözlemlenen spektrum yerine teorik spektrumun da kullanılması mümkündür, fakat bu daha az yaygındır. Emisyon nebulası durumunda, nebuladaki yoğunluk ve ısı tarafından etkilenmemesi gereken iki emisyon çizgisine bakmak daha yaygındır. Örneğin, hidrojen beta emisyonuna hidrojen alfa oranı, nebulada hâkim bulunan geniş orandaki koşulların altında olup her daim 2.58 oranındadır. 2,85 dışında bir oranı dolayısıyla sönme nedeniyle olmalıdır ve tükenme miktarı bu şekilde hesaplanabilir.
2175-angström özelliği

Samanyolu içindeki birçok objenin sönme eğrilerinin ölçülmesinde önemli bir özellik, elektromanyetik spektrumun morötesi bölgesine doğru gelişen yaklaşık 2175 Å oranındaki geniş 'yumru'dur. Bu özellik ilk olarak 1960'larda gözlemlenmiştir, fakat kökeni hala iyi anlaşılmış değildir. PAH molekülleri karışımlı grafit parçacıklar içeren bu yumruyu açıklamak için çeşitli modeller sunulmuştur. Gezegenler arası toz parçacıklarında (IDP) bulunan yıldızlararası tanelerle ile ilgili yapılan araştırmalar bu özelliği gözlemlemiş ve bu tanecikler içinde bulunan şekilsiz silikat ve organik karbonlu taşıyıcıları belirlemiştir.
Diğer galaksilerin Sönme eğrileri

Standart söndürme eğrisinin şekli, galaksiden galaksiye farklılıklar gösteren ISM kompozisyonuna bağlıdır. Lokal grupta saptanmış en iyi sönme eğrisi Samanyolu'nda bulunan Büyük Macellan bulutu (LMC) ile Küçük Macellan bulutlarıdır(SMC) .
Büyük Macellan Bulutunda; Samanyolu’nun ve Büyük Macellan Bulutu'nun (LMC) herhangi bir yerinde görünenden daha güçlü, (Doratus yıldız yağmuru bölgesine yakın) LMC2 supershell ile bağlantılı bölgede uzak-ultraviyole sönmesi ve daha zayıf bir 2175 Å yumrulu ultraviyole sönmesi karakteristiği gösteren önemli varyasyon bulunmaktadır. Küçük Macellan Bulutunda; yıldız oluşumunda çok güçlü uzak UV sönmesinin ve 2175 Å olmadığı daha aşırı bir varyasyon görülürken oldukça hareketsiz Wing’de ise daha normal ultraviyole sönmesi görülür.
Bu çeşitli galaksilerdeki ISM bileşimine dair ipuçlarını veriyor. Önceki LMC, SMC ve Samanyolu’ndaki farklı ortalama sönme eğrilerinin, üç galaksideki farklı metal yapısının (metallicities) sonucu olduğu düşünülmekteydi: LMC’nin metalisitesi Samanyolu’ndakinin yaklaşık % 40 kadar iken, SMC’deki de  yaklaşık % 10 civarındadır. Samanyolu’nda bulunanlara benzer hem LMC hem de SMC de sönme eğrilerinin bulunması ve ayrıca SMC Bar’ı ile LMC2 supershell’inde bulunanlara çok benzer gibi görünen Samanyolu’nda sönme eğrilerinin bulunması konuya yeni bir yorum getirmiştir. Samanyolu ve Macellan Bulutlarında görülen eğrilerdeki varyasyonlar buna karşılık yıldız oluşumu yanında bulunan toz zerreciklerinin sonucunda oluşurlar. Bu yorum  (yoğun yıldız oluşumu dilimlerine maruz kalan) yıldız yağmuru galaksilerinde yapılan çalışmalarla desteklenmektedir. Ki burada toz bulutları 2175 Å yumrusu içermemektedir.
Atmosferik sönme

Atmosferik sönme konumu ve rakıma göre değişir. Astronomik gözlemevleri, etkili ve doğru gözlemleri mümkün kılmak için genelde çok doğru bir şekilde yerel sönme eğrisini karakterize edebiliyorlar. Bununla birlikte, atmosfer; gözlemleri yapmak için uyduların kullanılmasını gerektiren birçok dalga boylarına tamamıyla açık değildir.
Atmosferik söndürmenin üç ana bileşeni vardır: hava molekülleri tarafından Rayleigh saçılması, aerosoller tarafından saçılma ve moleküler emilimi. Moleküler emme, buna Dünya’ya neden olduğu dolayı ("tellürik" "karasal" ile eş anlamlıdır).genellikle 'tellürik emme' olarak adlandırılır. Tellürik emmenin en önemli kaynakları yakın ultraviyole, su kızıl ötesinde güçlü bir şekilde emilen moleküler oksijen ve ozon'durlar.
Atmosferik tükenme miktarı, bir nesnenin yüksekliğine, ufka maksimum yakınlığına ve zirvede en düşük pozisyonda olma durumuna bağlıdır. Bu miktar, gözlem süresi boyunca hesaplanan ortalama hava kütlesi tarafından standart atmosferik söndürme eğrisi çarpılarak hesaplanır.
Yıldızlararası kırmızılaşma

Astronomide yıldızlararası kırmızılaşma yıldızlararası sönme ile ilgili bir fenomen olup bu yıldızlararası sönmede bir radyasyon kaynağından ileri gelen elektromanyetik radyasyon, özellikle objenin yaydığı radyasyondan kaynaklanan karakteristikleri değiştiriyor. Kırmızılaşma yıldızlararası ortamdaki toz ve diğer maddelerin açığına vuran ışık saçılması nedeniyle oluşur. Yıldızlararası kırmızılaşma kırmızıya kaymadan kaynaklanan farklı bir fenomendir. Kırmızıya kayma, bozulma olmadan spektrumların orantılı frekans kaymalarıdır. Kırmızılaşma, özellikle değişmeden spektroskopik çizgiler bırakarak (daha kırmızı olan optikal ışıkta) daha uzun dalga boyu fotonları geride bırakarak, bir yayılan spektrumdan gelen kısa dalga boylu fotonları hareket ettirir. 
Herhangi fotometrik sistemde yıldızlararası kırmızılaşma renk fazlalığı ile tarif edilebilir. Bu durum bir nesnenin gözlenen renk indeksi ve (bazen normal renk indeksi olarak ifade edilir) kendi içsel renk indeksi arasındaki fark olarak tanımlanır. Bir nesnenin iç renk endeksi, sönmeden etkilenmemesi durumunda ortaya çıkacak olan teorik renk endeksi olur. UBV fotometrik sisteminde renk artışı,  E_{B-V} B-V renk (colour) ile ilgilidir. Ki bu da,
Yukarıdaki çizim MW, LMC2, LMC ve SMC çizgileri için ortalama sönme eğrilerini göstermektedir. Eğriler UV’ yi vurgulamak için 1/dalga boyuna karşı çizilmiştir.
Preon

Preonlar parçacık fiziğinde, kuarklar ve leptonların altparçacıkları olan nokta parçacıklardır. Terim 1974'te, Jogesh Pati ve Muhammed Abdüsselam tarafından oluşturulmuştur. Preon modellerine olan ilgi, 1980'lerde zirve noktasına ulaşmıştır ancak parçacık fiziği Standart Model'i, fiziğin kendisini en başarılı şekilde tanımlamaya devam ettiğinden ve lepton ile kuark kompozitleri hakkında hiçbir deneysel veri bulunmadığından dolayı bu ilgi azalmıştır.
Hadronik sektörde görülen bazı etkiler Standart Model'in anomalileri sayılır. Proton spin krizi, EMC etkisi, Robert Hofstadter tarafından 1956'da bulunan nükleonların içerisindeki elektrik yükü dağılımı ve CKM matrisi elemanları bunların arasında sayılabilir.
Öncesi

1970'lerde Standart Model (SM) geliştirilmeden önce (Standart Model'in anahtar ögeleri olan kuarklar 1964'te Murray Gell-Mann ve George Zweig tarafından önerilmiştir), fizikçiler parçacık hızlandırıcıların içerisinde yüzlerce farklı çeşit parçacık gözlemlemişlerdi. Bu parçacıklar, fiziksel özelliklerini temel alarak hayvanları gruplara ayıran taksonomiden çok da farklı olmayan bir şekilde fiziksel özellikleri arasındaki bağlantılara göre hiyerarşik bir sistem içinde sınıflandırılmışlardır. Bunların büyük çoğunluğunun particle zoo olarak görülmesi şaşırtıcı değildir.
Parçacık fiziğinin önde gelen modeli olan Standart Model, gözlemlenen parçacıkların çoğunun iki kuarktan oluşan mezonlar, üç kuarktan oluşan baryonlar ve az sayıda diğer parçacıklardan oluştuğunu göstermiştir. Artık daha da güçlenen parçacık hızlandırıcılarında görülen parçacıklar teoriye göre tipik olarak bu kuarkların kombinasyonlarından başka bir şey değillerdir.
Standart Model çerçevesinde, parçacıkların farklı sınıfları vardır. Bunlardan biri olan kuarkların her biri içerisinde kırmızı, yeşil ve mavi “renklerin” adı verilen ve dolayısıyla kuantum renk dinamiğinin ortaya çıkmasına neden olan üç değişkene sahip, altı değişik çeşit tipi vardır. Bunlara ek olarak altı farklı tipi olan leptonlar vardır. Bunların üçü yüklü parçacık olan elektron, müon ve taudur. Diğer üç lepton nötrinolardır ve her bir nötrino için karşılık olarak bir yüklü parçacık. Standart Modelde ayrıca fotonlar, W+, W− ve Z bozonları, gluonlar, Higgs bozonunu da içeren bozonlar ve graviton için bırakılmış bir boşluk vardır. Neredeyse bütün bu parçacıklar sol elli ya da sağ elli olarak adlandırılan şekilde simetriktirler. Kuarklar, leptonlar ve W bozonlarının hepsinin karşıt yüklü antiparçacıkları vardır.
Standart Modelin tamamen çözülmemiş bazı problemleri vardır. Özellikle parçacık teorisine bağlı bir kütleçekim teorisi hâlâ öne sürülememiştir. Her ne kadar Model gravitonun varlığını varsaysa da onlar bağlı olan tutarlı bir teori ortaya atılamamıştır. Calvin S. Kalman, atomizm konseptine göre, doğanın temel yapıtaşlarının görünmez olduğu ve bunların üretilmemiş ve parçalanamaz olduğu gözlemini yapar. Kuarklar parçalanamaz değildir çünkü başka kuarklara parçalanırlar. Dolayısıyla da kuarkların kendileri temel yapıtaşları değildir ve başka temel yapıtaşlarından, yani preonlardan oluşmak zorundadır. Birbirini izleyen her bir parçacığın kütlesi belirli kalıpları izlese de çoğu parçacığın durgun kütlesi tam olarak tahmin edilemez. Bunun istisnası Mario Everaldo de Souza tarafından kurulan modelde tüm baryonların kütleleri tarif edilmiştir.
Preon teorisi, kimyada 94 doğal elementi yalnızca üç temel yapıtaşının bileşenlerine (elektron, proton ve nötron) indiren periyodik tablonun yaptığını parçacık fiziği için de yapabilmek amacıyla ortaya atılmıştır. Standart Model de benzer şekilde hadronların oluşturduğu birkaç düzine particle zooyu önce sadece üç kuarktan oluşan temel bir yapıya indirgemiş ve Standart Model ile kuantum renk dinamiği ortaya çıkmadan önce çok sayıda olan gelişigüzel sabitlerin sayısını azaltmıştır.
Hedefleri

Preon araştırmasının hedefleri şunlardır:
Çoğu sadece yük bakımından değişiklik gösteren çok sayıda parçacığı, daha az sayıda temel parçacıklara indirgemek. Örneğin, elektron ve pozitron yükleri haricinde özdeştirler ve preon araştırması elektron ve pozitronların yükleri dışında benzer preonlardan oluştuğunu açıklamaya çalışır. Hedefi periyodik tablo için işe yarayan indirgemeci teoriyi parçacık fiziğine uygulamaktır.
Fermiyonların üç neslini açıklamak.
Kütle, elektrik yükü ve renk yükü gibi Standart Modelin açıklayamadığı parametreleri hesaplamak ve Standart Model için gereken deneysel girdi parametrelerinin sayısını azaltmak.
Elektron nötrinosundan üst kuarka kadar, temel parçacıklar olduğu varsayılan parçacıklarda gözlemlenen çok büyük enerji-kütle farklarını açıklayabilmek.
Elektrozayıf etkileşim simetri bozunumunu Higgs alanına ihtiyaç duymadan açıklayabilmek.
Nötrino salınımını ve kütleyi açıklayabilmek.
Örneğin soğuk karanlık madde adayları gibi yeni öngörülerde bulunabilmek.
Neden yalnızca gözlemlenmiş parçacık türlerinin var olduğunu açıklamak ve yalnızca bu gözlemlenmiş parçacıkların üretilebilmesinin nedenlerini açıklayan bir model kurmak (süpersimetride olduğu gibi gözlemlenmemiş parçacıkların öngörüsü güncel modellerin çoğunda bir sorun teşkil eder.)
Tarihçesi

Birkaç fizikçi, Standart Modelin sadece deneysel verilere dayan kısımlarını teorik olarak kanıtlayabilmek için “ön-kuarklar” (pre-quarks, preon teriminin geldiği yer) girişimlerde bulundur. Önerilen bu temel parçacıklar ya da Standart Modelde gözlemlenen en temel parçacıklar arasındaki ara parçacıklar için önerilen diğer terimler arasında önkuarklar, altkuarklar, maonlar, alfonlar, kuinkler, rishonlar, tweedlelar, helonlar, haplonlar, Y-parçacıkları, ve primonlar sayılabilir ama fizik topluluğu arasında önde gelen terim preon adlandırmasıdır.
Bir altyapı oluşturma çabaları, 1974'te Pati ve Abdüsselam'ın Physical Review akademik dergisinde yayımladıkları makaleye kadar geri gider. Diğer girişimler arasında Terazawa, Chikashige ve Akama'nın 1977 tarihli makalesi, Ne'eman, Harari, ve Shupe'un benzer ama birbirinden bağımsız 1979 yılına ait makaleleri, Fritzsch ve Mandelbaum'un 1981 yılı makalesi, ve de Souza ile Kalman'ın 1992 tarihli kitabı sayılabilir. Bunların hiçbiri fizik dünyasında kabul görmedi. Fakat, yeni bir çalışmasında de Souza, kendi karşıtlık modelinden türetilmiş bir kuantum sayısınca belirlenen kuralların tüm zayıf hadron bozulmalarının açıklayan modelini ortaya koymuştur. Modelinde leptonlar en temel parçacıklardır ve her bir kuark iki primondan oluşmuştur ve dolayısıyla bütün kuarklar dört tane primonla tanımlanır. Bu sebepten dolayı Standart Model Higgs bozonuna ihtiyaç yoktur ve her bir kuark kütlesi, üç tane Higgs bozonu benzeri yapı sayesinde, her bir primon çiftinin etkileşimiyle açıklanabilir. Hans Dehmelt, 1989 Nobel Ödülü kabul konuşmasında, kozmon adını verdiği, tanımlanabilir özelliklere sahip olan en temel parçacığın giderek artan ama sonlu sayıda olan temel parçacık zincirinin en son halkası olacağını açıkladı.
Rishon Modeli

Rishon modeli (RM) parçacık fiziğinin Standart Modelinde (SM) gözüken fenomeni açıklamak için geliştirilmiş ilk girişimdir. İlk olarak Haim Harari ve Michael A. Shupe tarafından birbirlerinden bağımsız olarak geliştirildi ve daha sonra Harari ve öğrencisi olan Nathan Seiberg tarafından açıklandı.
Model iki temel çeşidi olan rishon parçacıklarını (İbranice’de “ilk” anlamına gelir) içerir. Bunlar T ("Üçüncü" anlamına gelen İngilizce "Third" kelimesinden çünkü elektrik yükü ⅓ edir ya da İbranice "oluşmamış" anlamında Tohu) ve V'dir (yüksüz olduğu için "ortadan kaybolur" anlamına gelen İngilizce "Vanishes" kelimesinden ya da İbranice "boşluk" anlamına gelen Vohu kelimesinden). Tüm leptonlar ve kuark çeşnileri üç rishonlu sıralı üçlemelerdir. Bu gruptaki rishonların spinleri spin ½dir.
Popüler Kültür

E.E. Smith, 1930 basımı Skylark Three romanının 1948 yeniden basımında “altelektronların birinci ve ikinci tiplerini” ortaya atmış ve ve ikinci tip altelektronların kütleçekimi kuvveti ile ilişkili temel parçacık olduğunu öne sürmüştür.
Vonda N. McIntyre'in 1982 tarihli Star Trek 2: The Wrath of Khan filmini temel alan romanında, Dr. Carol Marcus'un Genesis projesinden Vance Madison Ve Delwyn March, “boojumlar” ve “snarklar” olarak adlandırdıkları alt-temel parçacıklar üzerine çalışırlar.
James P. Hogan'ın 1982 tarihli Voyage from Yesteryear adlı romanında konu tweedlelar adı verilen preonlar üzerine kurulmuştur.
Köstebekgiller: Perili Orman

| --- | --- |

Yönetmen: Mustafa Kotan
Yapımcı: Arzu Oduncu İmamoğlu Deniz Ceylan
Senarist: Arzu Yurtseven Murat Ferhat
Oyuncular: İnci Türkay Evrim Akın Gül Onat Kayhan Yıldızoğlu Ruhi Sarı Reyhan Asena Keskinci Yiğit Ege Yazar Nurgül Yeşilçay Yekta Kopan
Müzik: Rahman Altın
Görüntü yönetmeni: Hasan Gergin Mehmet Başbaran
Sanat yönetmeni: Meral Aktan
Kurgu: Onur Karıncalı
Stüdyo: Warner Bros. Arzum Film,
Dağıtıcı: Warner Bros.
Cinsi: Sinema Filmi
Türü: Animasyon Aile
Renk: Renkli
Çıkış tarih(ler)i: 23 Ocak 2015
Süre: 80 Dakika
Ülke: Türkiye
Dil: Türkçe
Devam filmi: Köstebekgiller 2: Gölgenin Tılsımı
Diğer adları: Köstebekgiller
Köstebekgiller: Perili Orman, Köstebekgiller isimli televizyon dizisinden uyarlanmış olan, Türk yapımı, üç boyutlu bir canlı çekim/animasyon filmidir. 23 Ocak 2015'te vizyona giren filmin ilk hafta seyirci sayısı 189 bin 366 olurken, hasılatı 2 milyon TL'yi geçmiştir.
Oyuncu kadrosu ve karakterler > Gerçek karakterler

| Karakter | Canlandıran Oyuncu |
| --- | --- |
Pelin: Reyhan Asena Keskinci
Caner: Yiğit Ege Yazar
Ceyda: İnci Türkay
Şehnaz Şıkır: Evrim Akın
Fahri Fırfır: Ruhi Sarı
Kerime Hanım: Gül Onat
Nadir Bey: Kayhan Yıldızoğlu
Muhsin: Anıl İlter
Oyuncu kadrosu ve karakterler > Animasyon karakterler

| Karakter | Seslendiren |
| --- | --- |
Köstepem: Nurgül Yeşilçay
Köstosum: Yekta Kopan
Boyo: Mustafa Oral
Süslü: Gizem Gülen
Kösteban: Mehmet Güler
Bay Baykuş:
DokiDoki! PreCure

| --- | --- |
DokiDoki! PreCure
ドキドキ！プリキュア (Dokidoki! Purikyua)
Tür: Aksiyon, mahō shōjo
Anime televizyon dizisi
Yönetmen: Go Koga
Yapımcı: Hiroaki Shibata
Senarist: Ryōta Yamaguchi
Müzik: Hiroshi Takaki (JP) Noam Kaniel (Noam) (US)
Stüdyo: Toei Animation
Lisans: NA Saban Brands Toei Animation/Allspark Animation & eOne  (Hasbro) Netflix (yayın hakları)
Kanal: ANN, TV Asahi (ABC)
Diğer kanallar: HK TVBUS Netflix
Yayın tarihi:  3 Şubat 2013  –  26 Ocak 2014
Bölüm sayısı: 49
Manga
Yazar: Izumi Todo
Çizer: Futago Kamikita
Yayımcı: Kodansha
Dergi: Nakayoshi
Demografik: Shōjo
Yayın tarihi: Mart 2013 – Şubat 2014
Oyun
DokiDoki! PreCure: Narikiri Life!
Geliştirici: Namco Bandai Games
Yayımcı: Namco Bandai Games
Tür: Mini oyun
Platform: Nintendo 3DS
Çıkış tarihi: 1 Ağustos 2013
Anime filmi
Eiga DokiDoki! PreCure: Mana Kekkon!!? Mirai ni Tsunagu Kibō no Dress
Yönetmen: Naoyuki Itō
Senarist: Ryōta Yamaguchi
Stüdyo: Toei Animation
Yayın tarihi: 26 Ekim 2013
第26回 東京国際映画祭 谷原章介 釘宮理恵 宮本佳那子 渕上舞 寿美菜子 生天目仁美 (映画 ドキドキ!プリキュア マナ結婚!!?未来につなぐ希望のドレス)
DokiDoki! PreCure (Japonca: ドキドキ！プリキュア Dokidoki! PuriKyua; "Kalp Atan Pretty Cure"), Toei Animation tarafından hazırlanan 2013 yapımı bir mahō shōjo anime televizyon serisidir. Seri, Pretty Cure serisinin 10. serisi olup yönetmenliği Go Koga, senaryosu Ryōta Yamaguchi ve müzikleri ise Hiroshi Takaki tarafından yapılmıştır. Seri, Şubat 2013-Ocak 2014 tarihleri arasında TV Asahi'de yayınlandı. Anime serisine dayanan bir film ise 26 Ekim 2013 tarihinde gösterime girdi. Seri, Smile PreCure! serisinin yerini almış olup daha sonra yerini HappinessCharge PreCure! serisine bıraktı. Serinin ana teması aşk, duygular, özverilik ve bencilliktir.
Konusu

Trump Krallığı (トランプ王国, Toranpu Ōkoku), hükümdarları Prenses Marie Ange'nin önderliğinde herkesin kalbinin mutlu bir şekilde yaşadığı büyülü bir dünyadır. Ancak bir gün Jikochu olarak bilinen şeytani bir güç krallığa saldırır. Marie Ange'ye hizmet eden bir savaşçı, kayıp prensesi bulmak için peri partneri ile insan dünyasına gider ve krallığı kurtarmaya yardım etmek için sihirli güçler verilebilecek özel kızları bulmak için üç genç periyi beraberinde getirir.
Perilerden biri olan Sharuru, Clover Tower'ı ziyaret eden Mana adında coşkulu bir ortaokul öğrencisi bir kızı bulur. Mana, bir kişinin ekşi kalbinden oluşan bir canavar Jikochu ile karşılaştığında, Sharuru ona Cure Loveads adlı öğeleri ve Lovely Commune adlı akıllı telefon benzeri bir cihazı kullanarak büyülü kahraman olan Cure Heart'a dönüşme yeteneği verir. Mana'ya daha sonra arkadaşları, sihirli kız Precure takımını oluşturmak için katılırlar.
Konuyla ilgili yayınlar

DokiDoki! PreCure Official Complete Book (March 15, 2014), Gakken. 978-4056104097
Ferrari F60

| --- | --- |
Giancarlo Fisichella F60 kullanırken
Genel Bakış
Kategori: Formula 1
Üretici: Scuderia Ferrari
Selefi: Ferrari F2008
Halefi: Ferrari F10
Teknik Özellikler
Motor: Ferrari Type 056
Şanzıman: 7 ileri 1 geri vites
Yakıt: Shell V-Power
Yağ: Shell
Lastik:  Bridgestone 
Rekabet Tarihi
İlk çıkış: 2009 Avusturalya Grand Prix
Sürücüler: 3. Felipe Massa 3. Luca Badoer 3. Giancarlo Fisichella  4. Kimi Räikkönen
Ferrari F60, Scuderia Ferrari tarafından 2009 Formula 1 sezonu için hazırlanmış Formula 1 aracıydı. Araç ilk yarışına 2009 Avustralya Grand Prix'inde çıktı. Araç, Felipe Massa, Luca Badoer, Giancarlo Fisichella ve Kimi Räikkönen tarafından sürüldü.