stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Vega (yıldız)
Fiziksel özellikleri

Tayf türü A, yüzey sıcaklığı 9.500 Kelvin derece olan Vega, Güneş'ten yaklaşık 50 kat daha parlak bir yıldızdır. Kütlesi ise Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazladır. Bu nedenle, iç yakıtını Güneş'ten çok daha hızlı tüketmektedir. Vega'nın ömrünün Güneş'in ömrünün %10'undan bile kısa olacağı tahmin edilmektedir. Buna göre Vega, yaklaşık 1 milyar yıl sonra sönmüş bir yıldız olacaktır.
Yıldız sınıfı olarak A0V olan Vega mavi tonlu bir anakol yıldızıdır ve çekirdeğinde çoğu yıldızın yaptığı gibi hidrojeni füzyon tepkimesiyle helyuma çevirir. Daha büyük yıldızlar içlerindeki hidrojeni daha hızlı bitirdikleri için ömürleri daha kısadır, bu yüzden Vega'nın ömrü yaklaşık 1 milyar yıldır, Güneş'in ömrünün onda biri kadar. Şu anda Vega ömrünün neredeyse yarısında, 455 milyon yıl yaşındadır . Vega ana hattı terk ettikten sonra kütlesinin çoğunu tüketerek M sınıfı bir kırmızı deve dönüşecek ve bir beyaz cüceye dönüşerek ömrünü bitirecek. Şu anda Vega'nın kütlesi Güneşinkinin iki katı kadardır. Vega sahip olduğu yüksek hızlı 16.5 saatlik periyodundan ötürü, ve kutuplardan göründüğü için, görünür büyüklüğü(Vega'nın her yerinden aynı parlaklığa sahip olduğu düşünülerek) Güneş'inkinin 57 katı kadar parlak olduğu keşfedildi. Eğer ki Vega'nın parlaklığı değişkense, 0.107 günlük bir periyotla Delta Scuti tipi bir yıldız olabilir.
Vega'nın çekirdeğinde üretilen enerjinin çoğu karbon-azot-oksijen(CNO) döngüsüyle üretilmektedir, protonları füzyon ile birleştirerek helyum aracılığıyla karbon azot ve oksijen çekirdeğine dönüştürür. Bu işlem 17 milyon Kelvin'de(Güneş'in çekirdeğinden biraz daha sıcak) baskın hale gelir, ancak bu işlem Güneş'in içindeki proton-proton zincir füzyon reaksiyonundan daha verimsizdir. CNO döngüsü sıcaklığa karşı oldukça hassastır ve çekirdekte bir konveksiyon bölgesi oluşturur, bu bölge de füzyon reaksiyonu sonucunda çekirdekteki 'küllerin' eşit olarak dağıtılmasına yarar. Vega'nın üzerindeki atmosfer radyatif eşitliktedir. Güneş ise çekirdekteki radyasyon bölgesi ve konveksiyon bölgesiyle Vega'dan farklıdır.
Vega'nın enerji akısı diğer birçok yıldıza göre oldukça hassas ölçülmüştür. 5,480 Å'da, akı yoğunluğu 3650 ±%2 Jy olarak ölçülmüştür. Vega'nın görünür spektrumuna hidrojen tarafından emilme çizgileri hakimdir, özellikle Balmer serilerinde temel kuantum sayısı elektron n = 2 olacak şekildeki hidrojen hakimdir. Diğer elementlerin çizgileri göreceli olarak zayıftır, en güçlüleri sırasıyla iyonlaşmış magnezyum, demir ve kromdur. Vega'nın X ışını yayımı oldukça düşüktür, bu yüzden korona bölgesinin oldukça zayıf ya da hiç olmadığı resmedilmektedir.  Ancak, Vega'nın kutbu Dünya'ya doğru baktığı için ve kutup bölgesinde korona boşluğu olabileceği için Vega'nın korona bölgesinin olup olmadığının bulunması oldukça zordur, çünkü korona bölgesinden gelecek X ışınları yüksek ihtimalle Dünya'ya doğru bakmayacaktır.
Vega'nın manyetik alanı yaklaşık 30G olarak raporlanmıştır, Güneş'in 1G'lik alanına göre 30 kat daha fazla. 2015'te Vega'nın yüzeyinde parlak yıldız lekeleri gözlemlendi, bunlar tipik bir A sınıfı yıldızda gözlemlenmiş ilk lekelerdi.
Fiziksel özellikleri > Dönüş

Vega 12.5 saatlik bir periyoda sahiptir, Güneş'inkinden oldukça hızlıdır (25-35 gün) ve Jüpiter ile Satürn'den de biraz yavaştır. Bu dönüş hızı sebebiyle Vega bu iki gezegen gibi bir küremsi'dir. 
İnterferometri ile yüksek doğrulukta Vega'nın çapı ölçüldüğü zaman hiç beklenmedik bir büyüklük olan Güneş'in çapının 2.73 ± 0.01 katı olduğu keşfedilmiştir.
Gözlem verisi Vega'nın çapının Sirius'un çapından %60 daha büyük olduğunu gösterdi, ancak tahminler sadece %12 daha büyük olması yönündeydi. Tahminle gerçek arasındaki bu farkın Vega'nın yüksek hızdaki periyodunun sebep olduğu düşünülmektedir.
Vega'nın kutupları Dünya'nın Vega'yı görüş çizgisinden sadece 5° farklıdır, dolayısıyla Dünya'dan bakan bir gözlemci çoğunlukla Vega'nın kutuplarını görür. Vega'nın ekvatordan dönüşünün en iyi tahminleri 236.2 ± 3.7 km/s'di, kutuplardan gözlemlenenden oldukça yüksek. Böylesine yüksek bir hızda dönmesi sebebiyle Vega ekvatordan şişmiştir, öyle ki ekvatordaki çapı kutuplarından %19 daha büyüktür(kıyas için 6378/6357 ile dünyanın ekvatoru kutuplarından sadece %0.3 daha büyüktür)
Yerel yerçekimi kutuplarda ekvatordan daha büyük olduğu için yıldızın etkin sıcaklığını bölgeden bölgeye kutuplarda 10.000K ve ekvatorda 8.152 K olacak şekilde farklılık gözlemlenir. Böylesine büyük bir sıcaklık farkı kutuplardan daha çok ışıma yapması ve ekvatorda güçlü bir "yerçekimi kararması"  ile sonuçlanır. Dolayısıyla eğer ki Vega kutuplardan değil de ekvatordan gözlemlenirse parlaklığı daha düşük olacaktır.
Vega uzun bir süredir teleskopları kalibre etmek için bir standart olarak kullanılıyordu, ancak Vega'nın böylesine hızlı bir dönüşe sahip olması onun simetrik olduğuna dair bazı sanıların kesin olmadığını ispat ediyor. Ancak artık bu dönüşü ve Vega'ya bakış açımız belirli olduğu için birçok bilimsel enstrümanların ayarlanması daha yüksek doğruluk oranlarıyla gerçekleşecek.
Fiziksel özellikleri > Element bolluğu

Astronomide Helyum'dan daha ağır olan elementler "metal" olarak kategorize edilir. Vega'nın fotosferindeki metal oranı Güneş'in atmosferindeki metal oranının %32'si kadardır. Kıyas için Güneş'in Helyum'dan ağır element oranı ZSol = 0.0172±0.002. Dolayısıyla, Vega'nın sadece %0.54'ü Helyum'dan ağır elementlerden oluşmaktadır.Azot oranı Güneş'ten biraz daha fazla, Oksijen'i biraz daha az ve Kükürt oranı yarısı kadarıdır. Diğer bir deyişle, Vega Güneş'teki ağır elementlerin %10'u ila %30'unu içerir.
Vega'nın anormal metal eksikliği onu zayıf bir Lambda Boötis yıldızı yapar. Ancak, A0-F0 yıldız sınıfı'nın neden kimyasal olarak böylesine özel olduğu henüz bilinmiyor. Bu kimyasal anomalinin muhtemel bir açıklaması difüzyon ya da kütle kaybı olabilir, yine de yıldız modelleri böyle bir kimyasal durumun sadece Vega'nın yaşamının sonuna doğru oluşacağını tahmin ediyordu, dolayısıyla bu açıklamanın doğru olması pek muhtemel değil. Başka bir açıklama da Vega'nın oluştuğu yıldızlararası ortam genel olarak metal yoksunuydu.
Vega'daki Helyum'un Hidrojene oranı 0.030±0.005'tir ki bu da yaklaşık Güneş'inkinden %40 daha düşüktür. Bu durum yüzeyin yakınındaki konveksiyon bölgesinde yeterince Helyum olmadığından kaynaklanmış olabilir. Enerji aktarımı bunun yerine radyatif transfer ile gerçekleşmektedir, bu da difüzyon sırasında bu anomaliye yol açmış olabilir.
Fiziksel özellikleri > Kinematik

Vega'nın dikey hızı Dünya'dan yıldıza bakıldığında ona bakış açımızdaki değişim demektir. Dünya'dan uzaklaştıkça Vega'nın ışığı daha düşük bir frekansa(yani kızıla) yahut Dünya'ya yaklaştıkça daha yüksek bir frekansa(maviye) geçecektir. O halde Vega'nın spektrumundaki değişimden Vega'nın hızını ölçebiliriz. Maviye kaymasının hassas ölçümlerine göre hızı -13.9 ± 0.9 km/s. Eksi işareti Dünya'ya göreceli bir hareket yaptığını gösterir.
Görüş açısının enine yaptığı hareket Vega'nın arka planındaki diğer yıldızlara göre konumunun değişmesine sebep olmaktadır. Yıldız'ın konumunun dikkatli ölçümleri onun açısal hareketini saptamamıza yarar, bu harekete özdevinim denir. Vega'nın özdevinimi yılda sağ açıklığa (Boylam'ın astronomik terimi) doğru 202.03 ± 0.63 miliarksaniye(mas), dik açıklığa(enlem) doğru 287.47 ±0.54 mas/y'lık bir hızı vardır. Vega'nın net özdevinimi 327.78 mas/y'dır ki her 11.000 yılda bir tam açısal harekete yol açar.
Galaktik koordinat sisteminde Vega'nın uzay hızı özellikleri (U, V, W) = (-16.1 ± 0.3, -6.3 ± 0.8, -7.7 ±0.3) km/s, net uzay hızıysa 19 km/s'dir. Bu hızın dikey özelliğiyse-Güneş doğrultusunda- 13.9 km/s, enine hızıysa 9.9 km/s. Her ne kadar Vega şu anda 5. en parlak yıldız olsa da düzgün hareketi sayesinde parlaklığını artırmaktadır. Vega Güneş'e olan en yakın uzaklığını tahmini 264.000 yıl sonra 13.2 ışık yılı ile yapacaktır.
İlk bakışta Vega'nın kinematik özelliklerine bakılarak, Castor hareket grubu denilen yıldız grubuna ait olduğu düşünülebilir, ancak, Vega bu gruptan oldukça yaşlı olabilir, dolayısıyla bu gruba ait olup olmadığı henüz kesin değildir. Bu grup Alfa Librae, Alfa Cephei, Castor, Fomalhaut ve Vega dahil 16 yıldız içermektedir. Gruptaki bütün yıldızlar neredeyse aynı yöne doğru benzer hızlarda hareket etmektedirler. Ortak hareket eden bir grupta bulunmak o gruptaki yıldızların aynı kökenden ve açık kümeden geldiğini işaret etmektedir. Bu grubun tahmin edilen yaşı 200 ± 100 milyon yıldır ve ortalama uzay hızları 16.5 km/s'dir. Ki Vega'nın yaşı bu gruptan en az 150 milyon yıl daha büyük olduğu için kökeninin bu gruptan farklı olduğu da açıkça görülebilir.
Fiziksel özellikleri > Debris diski

2005'te, Vega'nın etrafındaki tozun Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yüksek çözünürlüklü kızılötesi fotoğrafları üretildi. Bu fotoğrafta diskin 24μm dalga boyunda 43"(330AU), 70μm dalga boyunda 70"(543AU), 160μm dalga boyunda da 105"(815AU) olduğu görünmektedir. Bu çok daha geniş olan dairesel diskler kümeleşmeden, 1-50μm boyutundaki toz parçacıklarından oluştuğu görülmektedir. Bu toz diskinin tahmini kütlesi Dünya'nın 3 × 10−3 kadarı ve Asteroit kuşağı'nın 7.5 katı kadardır. Bu tozun oluşması Kuiper Kuşağı'nın kütlesine denk miktarda asteroitin çarpışmasına denktir. Dolayısıyla bu tozun Vega'nın etrafındaki Debris diski tarafından oluşturulması daha olasıdır.
Debris diskinin iç sınırları yaklaşık olarak 11 ± 2" ya da 70-100AU olarak tahmin edilmiştir. Bu toz diski Vega'dan çıkan radyasyonla dışarı doğru itilmesiyle oluşmuştur. Ancak, Vega'nın ömrü boyunca üretilmiş toz miktarının oluşması için devasa bir başlangıç kütlesi gerekmektedir-Jüpiter'in yüzlerce katı kadar. Dolayısıyla orta büyüklükteki bir asteroidin ya da kuyrukluyıldızın parçalanmasının tetiklediği, toz haline gelene dek küçülen bir zincirleme çarpışma yaşanmış olabilir. Bu toz diski Vega'nın yaşına görece gençtir ve başka bir çarpışma olmadığı sürece dağılarak ya da yıldızın içerisine çekilerek eninde sonunda yok olacaktır.
İlk defa David Ciardi ve Gerard van Belle tarafından Palomar Testbed İnterferometer teleskobuyla 2001'de toz diski gözlemlenmiştir ve daha sonra CHARA array  ile 2006'da Mt. Wildson tarafından ve Infrared Optical Telescope Array ile Mt Hopkins tarafından 2011'de Vega'nın içerisindeki toz diski doğrulanmıştır. Yıldızdan 8 AU uzaklıkta başlayan disk, eksozodiyak tozu(1-100 mikrometre boyunda taneciklerden oluşan güneşötesi yıldız sistemlerinin düzlemlerini kaplayan toz) yıldızın içerisindeki dinamik karışıklığa kanıt olabilir. Bu yoğun bir meteor ya da kuyrukluyıldız bombardımanı sonucu oluşmuş olabilir ve bir gezegen sistemine kanıt olabilir.
Fiziksel özellikleri > Kızılötesi yayımı

İnfrared Astronomy uydusunun ilk sonuçları Vega'dan gelen beklenenden fazla kızılötesi ışınlardı. Bu yayım 25, 60 ve 100 μm dalga boylarında gözlemlendi ve 10 arksaniyelik  açısal çapa sahipti. Bu ışınımın çapı ölçüldüğünde 80 AU'ya(Dünya'nın Güneş'e ortalama uzaklığı) eşitti. Bu fazla ışınımın sebebinin Vega'nın etrafında yörüngede olan 1 milimetre boylarındaki parçacıklardan geldiği öne sürüldü, çünkü daha küçük parçacıklar zamanla radyasyon basıncıyla sistemin dışına atılırdı ya da Poynting-Robertson sürüklenmesiyle yıldıza çekilirdi. Sonraki sonuç da radyasyonun oluşturduğu basınç toz parçacığının yörüngesine ters yönde bir kuvvet oluşturur ve sonuç olarak parçacık yıldıza çekilir. Bu etki çoğunlukla yıldıza yakın parçacıklarda gözlemlenir.
Osmanlı Ahrar Fırkası

| Osmanlı Ahrar Fırkası عثمانلی احرار فرقه سی  |
| --- | --- |

Kurucu: Nureddin Ferruh (Alkend), Ahmet Fazlı, Kıbrıslı Tevfik, Celalettin Arif, Mahir Sait, Nihat Reşat Belger, Tahir Hayrettin, Ahmet Samim, Damat Salih Paşa, Mabeyinci Reşit
Kuruluş tarihi: 14 Eylül 1908
Kapanış tarihi: 30 Ocak 1910
Önceli: Teşebbüs-i Şahsi ve Adem-i Merkeziyet Cemiyeti
Merkez: İstanbul
İdeoloji: Liberalizm Adem-i merkeziyetçilik Anayasacılık
Siyasi pozisyon: Merkez
Osmanlı Ahrar Fırkası (Osmanlıca: عثمانلی احرار فرقه سی) (kısaca Ahrar Fırkası veya Fırka-i Ahrar), (Türkçe: Osmanlı Özgürlük/Liberal Partisi) Osmanlı İmparatorluğu'nun İkinci Meşrutiyet döneminde etkinlik gösteren siyasî parti.
Tarihi

İkinci Meşrutiyet'in açıklanmasından hemen sonra (23 Temmuz 1908) İttihad ve Terakki ile Prens Sabahattin'in örgütü olan Teşebbüs-ü Şahsi ve Adem-i Merkeziyet Cemiyeti birleşti. Prens Sabahattin'in şahsî fikirleri, İttihat ve Terakki Cemiyeti'nin ordu kanadı tarafından pek hoş karşılanmamış, Prens Sabahattin'in liberal temelli fikirlerinin devleti yıpratacağına dair bir çağrı olarak görülmüştür. İkinci Meşrutiyet sonrası Prens Sabahattin ve Adem-i Merkeziyetçi çevrelerin temelini oluşturduğu liberal çevrenin İttihad ve Terakki Cemiyeti'ne karşı muhalefeti artacaktır.
2 Eylül 1908 günü İstanbul'da olan İttihad ve Terakki Cemiyeti toplantısına kendi istekleri dahilinde katılacak, toplantıda ise kendisine pek hoş tavırlar sergilenmeyecekti. Prens Sabahattin, 2 Eylül 1908'den sonra birkaç kez daha Cemiyet liderleriyle görüşecek, ondan sonra ise ilgisini kesecektir. Prens Sabahattin'in, İttihat ve Terakki Cemiyeti ile arasındaki anlaşmazlık, özel girişimcilik (Teşebbüs-i Şahsi) ve yerel yönetimcilik (Adem-i Merkeziyetçilik) konuları arasındaydı. Yine bu sıralarda 22 Ağustos 1908'de İttihat ve Terakki ile yeniden birleşmiş görünen Prens Sabahattin'e bağlı gruplar, propaganda çalışmalarına başladıklarında, bunun İttihat ve Terakki tarafından hoş karşılanmadığını görmüşlerdir. İzmir’de bazı üyeler tutuklanmıştır. Yine Anadolu’da geziye çıkmak isteyen Adem-i Merkeziyetçilerden Mahir Said, Tevfik ve Avni Kemal Beyler, İttihat ve Terakki Cemiyeti tarafından baskı altında tutulmuşlardır.
Osmanlı Ahrar Fırkası 14 Eylül 1908'de, Prens Sabahattin'in önderliğinde Teşebbüsü Şahsi ve Adem-i Merkeziyet Cemiyeti çatısında örgütlenen liberal Jön Türk kanadı tarafından kuruldu. Prens Sabahattin, kendisine önerilen parti başkanlığını kabul etmedi, ancak girişimi destekledi. Fırkaya resmi bir başkan seçilmedi. Partinin kurucuları: Nureddin Ferruh, Ahmet Fazlı, Kıbrıslı Tevfik, Nazım, Şevket, Celalettin Arif, Mahir Said, Dr. Nihat Reşat (Belger), Tahir Hayreddin, Ahmet Samim Bey, Damat Salih Paşa, Fazıl, Mabeyinci Reşit beyler olarak görülmektedir.
Parti programı, kurucu üye Nurettin Ferruh Bey tarafından hazırlandı. Programın hazırlanmasında Kont Léon Ostrorog yabancı parti programlarını tercüme ederek yardımcı oldu. Ahrar Fırkası İngiliz siyasi parti geleneğini ve liberal politikaları esas almıştır.
1908 Seçimleri

Ahrar Fırkası, 1908 yılında yapılacak olan genel seçimlere İttihat ve Terakki karşısında savaş vermeyi göze alarak girme kararı almıştır. Ancak seçimler öncesi parti yeterince örgütlenememiştir. Ülke genelinde örgütlenemeyen Fırka seçimlere yalnızca İstanbul’dan katılacaktır ancak İstanbul’da güçlü bir İttihat ve Terakki Cemiyeti rüzgârı esmektedir ve bu rüzgârın önünde durmak neredeyse imkansızdır. Bu rüzgâr ancak azınlıkların desteği ile durdurulabilirdi. Fakat Ahrar Fırkası bu şehirden tek bir mebus bile çıkaramayacaktır. Bunun sebebi; Meşrutiyetin ilanı ile birlikte buralardaki cemiyet üyelerinin İstanbul'a gitmeleri ve İttihat ve Terakki Cemiyeti'nin baskıları etkili olmalıdır.
Seçimler yapılır ve sonuçlar görünüşte İttihat ve Terakki Cemiyeti'nin kesin zaferiyle sonuçlanır. Fırka Ankara’da kendi çabaları ile mebus seçilecek olan Mahir Said Bey dışında herhangi bir mebus çıkaramayacaktır. İkdam’ın seçim günü yayınlanan sayısında ‘Fırka-i Ahrar Adayları’ (İstanbul) olarak şu isimler yer almaktadır: Sadrazam Kâmil Paşa, İkdam Başyazarı Ali Kemal Bey, Celalettin Arif Bey, Ahmet Fazlı, Nurettin Ferruh, Pandelâki Kozmidi Efendi, Konstantin Konstanidi Efendi, Kirkor Zöhrap Efendi ve Alber Feraci Efendi'dir.
Ahrar Fırkası'nın Türk adayları seçimi büyük bir farkla kaybetmişlerdir. İkdam’ın başyazarı Ali Kemal Bey 64, Ahmet Fazlı (Tung) 31, Kâmil Paşa 18 ve Celaleddin Arif Bey 4 oy alabildiler. Prens Sabahattin de resmen aday olmadığı halde on sekiz oy aldı. Partinin önemli isimlerinde Nurettin Ferruh Bey tek bir oy bile alamamıştır.
Ahrar Fırkası seçimlerde büyük yenilgiye uğramasına rağmen seçimlerden sonra açılan Meclis-i Mebûsan’da küçük de olsa bir grup oluşturmayı başaracaktır. Bu grubu İttihat ve Terakki Cemiyeti listelerinden kazanan ya da azınlık ve bağımsız mebuslar oluşturacaktır. Fırka Meclis'te İttihat ve Terakki Cemiyeti'ne muhalif olmak üzere sayıları 60–70 arası değişen bir grup teşekkül ettirmiş ve bu suretle mecliste bir güç olmayı başarmıştır.
İttihat ve Terakki karşıtı İkdam, Sabah, Yeni Gazete, Sadayı Millet ve Servet-i Fünun gazeteleri, Ahrar Fırkası'nı desteklediler.
31 Mart Vakası, Ahrar Fırkası'nın sonu oldu. Prens Sabahattin ve kurucu üye Ahmet Fazlı Bey, Divan-ı Harp’te yargılandı ve suçsuz bulunarak serbest bırakıldı. Fırka üyelerinin bir kısmı yurt dışına kaçtılar. Nurettin Ferruh Bey, 1910'da ülkeye döndü ve Ahrar Fırkası’nın, siyasi yaşamdaki etkinliğinin son verildiğine yönelik iddia edilen bildiri Saday-ı Millet gazetesinin “Beyanname” başlıklı açıklaması ile kamuoyunun bilgisine sunulmuştur. Bu bildiri (17 Kanunusani 1325) 30 Ocak 1910 tarihli 61 sayılı nüshasında yayınlanmıştır.
İdeoloji

Partinin başlıca siyasi görüşleri liberalizm, girişim özgürlüğü, adem-i merkeziyet (yerel yönetimlere güç verilmesi, merkezî otoritenin sınırlanması) ve bireycilik olmuştur. Ahrar, adem-i merkeziyet görüşü nedeniyle bölücülükle suçlandı. Ahrar muhtemelen saltanatı bir tür ülkeyi birleştirici gelenek olarak korumayı savunuyordu ancak programında padişahtan hiç söz edilmemiş olması, partinin baskıcı II. Abdülhamit rejiminden duyduğu rahatsızlığın bir sonucu olarak yorumlanmıştır.
Konuyla ilgili yayınlar

Tunaya, Tarık Zafer, Türkiye'de Siyasal Partiler, Hürriyet Vakfı Yayınları, 1988
Tunaya, Türkiye'de Siyasal Partiler C.1, İletişim Yay., İstanbul, 1998, s.176. Kuran, a.g.e.,s.444
Celal Bayar, Bende Yazdım, C.1, İstanbul 1996, s.194
Kuran, Ahmed Bedevi, İnkılâp Tarihimiz ve Jön Türkler, İstanbul 1945, s.271
Prens Sabahattin, Türkiye nasıl Kurtarılabilir ve İzahlar, Ayraç yay., Ankara 1999, s.120-122. Kuran, a.g.e., s.445.
Kansu, a.g.e., s.242'den naklen; Tanin, 16 Ağustos 1324/29 Ağustos 1908; Tanin, 17 Ağustos 1324/30 Ağustos 1908
| g t Osmanlı İmparatorluğu'ndaki siyasi partiler |
| --- | --- | --- |
| Meclis-i Mebûsan partileri |  Osmanlı Ahrar Fırkası  İttihat ve Terakki  Hürriyet ve İtilaf Fırkası  Hürriyetperver Avam Fırkası  Mutedil Hürriyetperveran Fırkası  Milli Meşrutiyet Fırkası  Milli Türk Fırkası  Teceddüt Fırkası  Selanik Sosyalist İşçi Federasyonu Etnik Ermeni Ermeni Devrimci Federasyonu  Armenakan (Demokrat Liberal Parti olarak yeniden yapılandı)  Sosyal Demokrat Hınçak Partisi Etnik Bulgar Federal Halk Partisi  Bulgar Anayasa Kulüpleri Birliği  |  |
| Diğer partiler |  Osmanlı Sosyalist Fırkası  Sosyal Demokrat Fırkası  Türkiye Halk İştirakiyyun Fırkası  Türkiye İşçi ve Çiftçi Sosyalist Fırkası  Türkiye Komünist Fırkası  Türkiye Sosyalist Fırkası  |  |
Ülkelere göre siyasi partiler listesi
Partinin başlıca kurucularından Nureddin Ferruh Bey
Elyos

| Elyos |
| --- | --- |
Mahalle
Mahallenin haritadaki yeri
 Diyarbakır'ın Türkiye'deki konumu.
ElyosElyos'un Diyarbakır'daki konumu.
Koordinatlar: 38°14′02″N 39°15′14″E﻿ / ﻿38.234°K 39.254°D﻿ / 38.234; 39.254
Ülke:  Türkiye
İl: Diyarbakır
İlçe: Çüngüş
Coğrafi bölge: Doğu Anadolu Bölgesi
İdare
 • Yönetici: Muhtar İhtiyar heyeti
Nüfus (2019): 156
Zaman dilimi: UTC+03.00 (TSİ)
İl alan kodu: 412
İl plaka kodu: 21
Posta kodu: 21870
Elyos (ya da eski adıyla Malkaya), Diyarbakır'ın Çüngüş ilçesine bağlı bir mahalledir.
Tarihçe

Eski adı Elyos olan ve Cumhuriyetin kuruluşu ile birlikte 14 Mayıs 1924'te Malkaya olarak değiştirilen (Bu adı köyün üst kısmında bulunan bir yayladan almıştır.) Malkaya Köyü'nün geçmişine ilişkin ilk yazılı bilgiler Yavuz Sultan Selim Devri'ne kadar gider. Köyün hukuki konumu Çüngüş Sancağı Kanunnamesi'nde yazılı olarak yer almıştır. Osmanlı arşivlerinde bulunan ve Ahmet Akgündüz tarafından çevirisi yapılan bu kanunnamede köy şöyle tanımlanmaktadır: Köyün Osmanlı dönemindeki ismi Eylos`dur. ve civardaki 6 Türk-Müslüman köyden biridir. Diğer köyler de sırasıyla Arguna (halk dilinde Arduva), Herahmine, Ermene, Agud (halk dilinde Avut), Karaca Kaya (halk dilinde Karakaya). Kanunnamenin 10. maddesinde bu özelliklerinden dolayı köy vergi açısından diğer Türk-Müslüman köyler gibi hususi bir hükme tabii tutulmuştur.
Türklerin köye ilk gelişlerine ve yerleşmelerine ilişkin yazılı belge bulunmamasına karşılık köylüler tarafından zaman içerisinde kuşaktan kuşağa aktarılan söylentiler mevcuttur. Söylentilere göre Malkaya Köyü'ne (Elyos) Türkler sonradan yerleşmiştir (takriben 400 yıl önce). Köyün önceki yerleşim yeri şimdi “Peğler” olarak bilinen yer olup şimdiki yerleşim yerine sonradan yerleşilmiştir.
Adı uzun yıllar Malkaya olan yerleşim, 2017'de İlyas, 2021'de ise Elyos adını aldı.
Coğrafya

Malkaya Köyü, Doğu Anadolu Bölgesi'nin güneydoğu sınırında, Güneydoğu Torosları'nın Maden Dağları üzerinde 1260 metre rakımlı bir dağ köyüdür. İdari olarak Diyarbakır ilinin Çüngüş ilçesine bağlıdır. Diyarbakır il merkezine 125 km, Çüngüş ilçesine 5 km uzaklıktadır.
Jeolojik yapı

Çüngüş-Malkaya dolayı, Pötürge Masifi üst birlik kayaları, renkli melanj ve tortul kayaların tektonik ilişkili birlikteliği ile temsil edilmektedir. Paleozoik yaşlı metamorfik kayalar, tabanda hornblend-pnays, üste doğru  mikaşist-kalkşist-mermer olarak yer alır. Kuzeyden güneye doğru Eosen-miyosen çökelleri ile ofiyolit karmaşığının üzerine itilmiş olan metamorfik kayalarda bu nedenle deformasyonlar etkin bir biçimde kendisini gösterir. Şariyaj hattına yakın zonlarda çökel kayalarla ofiyolitler de konum bozunumuna uğramıştır.
Ulaşım

Köy, Karakaya Barajı'na çok yakındır ve köyün yolu baraj yolunun Çüngüş ilçesinden sonraki 3. km'sinden ayrılır. Bu yol ayrımından yaklaşık 3 km sonra köy merkezine ulaşılır. Köye ulaşan bu yol iyi durumda olmamasına rağmen köyden sonra da daha da kötüleşerek devam edip daha yukarılardaki diğer köylere kadar gitmektedir. Bu yolun bir uzantısı da Karakaya Barajı'nın ilk fizibilitesinin yapıldığı 1960'lı yıllarda yapılmıştır ve Karakaya baraj gölüne çıkmaktadır.
Nüfus

| Yıllara göre mahalle nüfus verileri |
| --- | --- | --- |
| 2019 | 156 |  |
| 2018 | 176 |  |
| 2017 | 167 |  |
| 2016 | 166 |  |
| 2015 | 158 |  |
| 2014 | 153 |  |
| 2013 | 143 |  |
| 2012 | None |  |
| 2011 | None |  |
| 2010 | 101 |  |
| 2009 | None |  |
| 2008 | None |  |
| 2007 | None |  |
| 2000 | 182 |  |
Galeri

Köyün popüler yemeklerinden sacda pişen bir gözleme.
Su kaynağı; Malkaya, Çüngüş.
Mollagilin Çeşmesi, Malkaya Köyü.
Köyün yolundan gün batımı.
Köyün camisinin minaresi.
Karadut ağacı.
Hayrat çeşme.
Malkaya Köyü yolundan görünen dağlar.
Köyün uzaktan görünümü.
Eş'arilik

Eş'ârîyye veya Eş'ârîlik, (Arapça: الأشعرية, çoğ. الأشاعرة) İslâm içinde bir teoloji ekolü ve Sünnî itikadi mezheplerinden birisidir. Kurucusu Ebü'l Hasan Eş'arî'dir. Sünnî Müslümanlar arasında Mâtûrîdîlik ve Selefîlik gibi yaygındır. İtikadî konularda aklı esas alıp nakli gerektiğinde tevil ettiğinden bazı Selefiler tarafından ehli sünnet olarak kabul edilmemektedir.
Eş'arîlik ve akıl

Eş'arîler için ilk dönemde (mütekaddimun) aklı ve nakli beraber götüren yöntemleri olduğu söylenmektedir. Ancak bu Eş'arî'nin düşünmeden inananların (mukallit) mümin olmadığını söylemesinden dolayı sıkıntılı gözükmektedir. Bu görüş, akıl ve düşünme olmadan dine inanmanın ona göre geçersiz olduğunu göstermektedir.
Sonraki dönem (muteahhirun) Eş'arîleri ise aklı birincil konuma almış ve nakli ikinci plâna atmışlar, naklin akla asla karşı gelemeyeceğini söylemişlerdir. Bunlara örnek olarak Cüveynî, Gazzâlî, Fahreddin er-Râzî, Beyzâvî verilebilir. Eş'arîlerin çoğunluğu daha da ileri giderek sadece aklın kesin bilgi verdiğini, naklin ise sadece zandan ibaret bir şey olduğunu, bilgi ve kesinlik veremeyeceğini söylemişlerdir. Bu görüşlerden dolayı Selefîler tarafından eleştirilmişlerdir.
Buna aykırı olarak mezhep içinde bazıları, mesela Teftâzâni, bazen naklin de bilgi ifade ettiğini söylemiş, İbnü't-Tilimsânî ise Fahreddin er-Râzî'yi eleştirmiş, bütün nakil zandan ibaretse o zaman fıkıh hükümlerinin nereye dayandırılacağını sormuş ve naklin hepsinin tamamen zan olamayacağını söylemiştir.