stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Hubble kanunu
Yorum > Kırmızıya kayma hızı ve durgun hız > Kırmızıya kayma hızı

Kırmızıya kayma z, genellikle kırmızıya kayma hızı olarak tanımlanır, doğrusal bir Doppler etkisinden dolayı olsaydı durgun hız aynı kırmızı kaymayı oluşturabilirdi (Evrenin kozmolojik genişlemesinin neden olduğu kırmızıya kayma aynı durum değildir, çünkü hızlar Doppler kaymasında göresiz bir formül kullanmak için çok büyüktür.) Bu kırmızıya kayma hızı kolayca ışık hızını aşabilir.Diğer bir deyişle, kırmızıya kayma hızını rHS  belirlemedeki ilişkide şu :
Yani kırmızıya kayma hızı ve kırmızıya kayma arasında önemli bir fark yoktur: katı bir şekilde birbiriyle orantılıdır ve teorik nedenlere dayanmaz. Kırmızıya kayma hızı terminolojisi ötesindeki istek Fizeau-Doppler formülünün düşük bir hızla basitleştirilmesinden oluşan kırmızıya kayma hızıyla uyumludur.
λo, λe sırasıyla gözlemlenen ve gönderilen dalgaboylarıdır. “Kırmızıya kayma hızı” büyük hızlarda gerçek hızla ilgili değildir, ancak bu terminoloji gerçek hız olarak yorumlanırsa bir karmaşa yaratır. Bir sonraki başlıkta kırmızıya kayma veya kırmızıya kayma hızı ve durgun hız arasındaki bağlantı tartışılacaktır. Bu tartışma Sartori'ye dayanır.
Yorum > Kırmızıya kayma hızı ve durgun hız > Durgun hız

R(t)’nin evrenin aralık faktörü olduğunu farzedin ve o seçilen kozmolojik modele bağlı olacak bir şekilde evrenin genişlemesini arttırır. Birlikte hareket eden noktalar arasında ölçülen mesafelerin R’yi orantılı bir şekilde arttıracağı anlamına gelir.(Birlikte hareket eden noktalar uzayın genişlemesinin bir sonucu olmasının dışında birbirlerine göre göreceli olarak hareket etmez.) Diğer bir deyişle:
Eğer ışık te zamanında bir galaksiden yansırsa ve biz onu t0 zamanında alırsak, evrenin genişlemesinden doğan bir kırmızı kayma oluşur ve bu kırmızı kayma z basitçe şöyledir:
D mesafesinde bir galaksi farz edin ve bu mesafe belli oranda zamanla dtD  değişir. Bu durma oranına “durgun hız” vr deriz.
Hubble sabitini şöyle tanımlarız:
Hubble kanunu şöyle keşfederiz:
Bu açıdan Hubble kanunu (i) evrenin genişlemesine katkıda bulunan durgun hız ve (ii) nesnenin uzaklığı arasındaki temel bağlantıdır; kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki bağlantı Hubble kanunu ile gözlemleri birbirine bağlamak için kullanılan bir destektir. Bu kanun Taylor serisi genişlemesi yapılarak ortalama bir şekilde kırmızıya kayma z ile ilişkilendirilebilir:
Eğer mesafe çok büyük değilse, modelin diğer tüm zorlukları küçük düzeltmeler olmaya başlar ve zaman aralığı basitçe aralığın ışık hızına bölünmesidir:
Bu yaklaşıma göre, cz = vr  ilişkisi modele bağlı büyük kırmızıya kaymalarla yer değiştirmesi için düşük kırmızıya kaymalarda ortalama olarak geçerlidir. Hız-kırmızıya kayma şekline bakınız.
Yorum > Gözlemlenebilirlik parametreleri

Kurallara uygun konuşulduğunda, formüldeki ne v ne de Ddoğrudan gözlenebilir, çünkü onlar şimdi bir galaksinin özellikleridir; oysaki gözlemlerimiz geçmişteki galaksiyi kastedmektedir, bu zamanda biz ışığın bıraktıklarını görmekteyiz.
Göreceli olarak yakın galaksiler (kırmızıya kayma z bütünlükten daha azdır) için, v ve D çok değişmeyecektir ve v,  v=zc  formülü kullanılarak tahmin edilebilir, c ışık hızıdır. Bu bize Hubble'ın bulduğu basit formülü vermektedir.
Uzak galaksiler için, v (veya D) H'nin zamanla nasıl değiştiğini gösteren ayrıntılı bir model belirlemeden z'den hesaplanamaz. Kırmızıya kayma ışığın gösterdiği zamanda durgun hızla doğrudan bağlantılı değildir, fakat basit bir yoruma sahiptir: foton gözlemciye doğru hareket ederken, (1+z) evrenin genişleme faktörüdür.
Yorum > Genişleme hızına göre görecelik hızı

Mesafeleri belirlemek için kullanılan Hubble kanununda, evrenin genişlemesinden ötürü sadece hız kullanılabilmektedir. Kütleçekimsel olarak etkileşen galaksiler evrenin büyümesinden bağımsız birbirine göre hareket ederler; bu göreceli hızlar özgün hızlar olarak adlandırılır veHubble kanununun uygulaması için hesaba katılması gerekir.
Finger of God etkisi bu olgunun tek sonucudur. Galaksiler veya planet sistemleri gibi kütleçekime bağlı sistemlerde, uzay genişlemesi yerçekimi çekim kuvvetinden daha zayıf etkiye sahiptir.
Yorum > İdeal Hubble Kanunu

Düzenli olarak genişleyen bir evren için ideal Hubble kanununun matematiksel türevi, 3 boyutlu Cartesian/Newtonian koordinat düzleminin epey basit geometrik bir teorisidir. Metrik uzay olarak düşünülür ve tamamen homojen ve izotropiktir (yer ve yön ile değişmeyen özellikler). Basitçe bu teoride anlatılır:
Yerel olarak homojen ve izotropik oldukları sürece Cartesian olmayan uzaya uygulanırlarsa; negatif ve pozitif eğri uzayların sıklıkla kozmolojik modeller oldukları düşünülür. (evrenin şekline bakınız)
Bu teoriden türeyen bir gözlem dünya üzerinde bizden uzaklaşan nesnelerdir ve dünyanın, genişlemenin olduğu bir merkeze yakın olduğunu gösterir, fakat genişleyen evrende her gözlemciden çok onlardan uzaklaşan nesneler görülür.
Yorum > Nihai yazgı ve evrenin yaşı

Hubble parametresinin değeri  q yavaşlama parametresi olarak adlandırılan değerin artması veya azalması sonucu zamanla değişir, şöyle tanımlanır:
Yavaşlama parametresinin 0'a eşit olduğu bir evrende, t Big Bang'den geçen zamandır ve H = 1/t ‘u izler. Sıfır olmayan zamana bağlı  q değeri, birlikte hareket eden ufkun boyutu 0 olduğunda, o zamandan şimdiki zamanımıza Friedmann denklemlerinin birleşimini içerir.
Uzun süre  q'nun kütleçekimsel etkiden ötürü yavaşlayan bir genişlemeyi gösteren pozitif bir değer olduğu düşünüldü. Evrenin yaşının 1/H den küçük olduğunu öngörüyordu (yaklaşık 14 milyar yıl). Örneğin, q of 1/2  gibi bir değer evrenin yaşının 2/(3H) olduğunu verirdi. 1998'deki keşif q'nun belirgin bir şekilde negatif anlamı olduğunu ve evrenin aslında 1/H değerinden daha büyük olduğu anlamına gelmektedir. Ancak evrenin yaşına dair tahminler 1/H değerine çok yakındır.
Yorum > Olber paradoksu

Hubble kanununun Big Bang yorumunda özetlenen uzayın genişlemesi eskiden bilinen Olber paradoksu bilmecesiyle alakalıdır: eğer evren sonsuz, statik ve düzenli yıldız dağılımına sahipse, gökyüsündeki her çizgi bir yıldızla biterdi ve gökyüzü bir yıldız yüzeyinin parlaklığı gibi bir parlaklığa sahip olurdu. Ancak, gece gökyüzü karanlıktır. 17 yy.'dan bu yana astronomlar ve diğer düşünürler bu paradoksu çözmenin yollarını aradılar, fakat şu an kabul edilen çözüm Big Bang'in ve Hubble genişlemesinin bir kısmına dayanmaktadır. Sonlu bir zamandan beri var olan evren içinde, sadece belirli bir sayıda yıldız ışığı bize ulaşma şansına sahiptir ve paradoks böylece çözülür. Buna ek olarak, genişleyen bir evrende, uzak nesneler bizden uzaklaşır ve kırmızıya kayması ve parlaklığı azalması için ışığın onlardan yayılmasına neden olur.
Yorum > Boyutsuz Hubble parameteresi

Hubble sabitiyle çalışmek yerine, boyutsuz Hubbel parametresini tanımak yaygın bir uygulamadır, genellikle h ile ifade edilir ve Hubble parametresini H0 as h × 100 km s−1 Mpc−1olarak yazmak içindir, tüm belirsiz göreceli  H0değeri h üzerine gönderilir.
Hubble sabitini belirleme

Hubble sabiti değeri uzak galaksilerin kırmızıya kaymalarını ve daha sonra bu galaksilerin uzaklıklarını belirlemeyi öngörür (Hubble kanunu yerine diğer yöntem). Fiziksel varsayımlardaki belirsizlikler, Hubble sabitinin değişen tahminlerine neden olan aralıkları belirlemeyi kullanırlar.
Hubble sabitini belirleme > Erken dönem ölçümleri ve tartışmacı yaklaşımlar

20. yüzyılın ikinci yarısında çoğunlukla,  H_{0} değeri 50 ve 90 (km/s)/Mpc. arasında tahmin ediliyordu.
Hubble sabitinin değeri, bu değeri 100 olarak iddia eden Gérard de Vaucouleurs ve bu değeri 50 olarak tahmin eden Allan Sandage arasında uzun ve bir nebze şiddetli bir tartışmanın konusu oldu.
Shapley-Curtis tartışmasına benzer bir iki değerin yarıştığı tartışma 1996'da John Bahcall tarafından yönetilen Gustav Tammann ve Sidney van den Bergh arasında da geçti.
Bu önceki geniş farklılıklardaki tahminler, kısmen 1990'ların sonunda evrenin ΛCDM model girişi ile çözüldü. Sunyaev-Zel'dovich etkisini kullanan mikrodalga ve X-ray'de yüksek kırmızıya kayan kümelerin ΛCDM model gözlemleri ile, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunda anizotropların ölçümleri ve optik incelemelerin hepsi sabit için yaklaşık 70 değerini verdi.
Planck görevinden daha yakın ölçümler bu değeri 67 civarında gösteriyordu.
Günümüz ve geçmiş birçok ölçümün tablosuna bakınız.
Hubble sabitini belirleme > Genişleme hızı

Tip Ia süpernovasının standart ışığından ölçülen bir  q değeri, 1998'de negatif olarak belirlendi ve birçok gök bilimci evrenin hızlanarak genişlediğini gösteren bu bulgularla şok oldu. Hubble faktörü hala zamanla azalıyor olmasına rağmen, Yorum kısmında buraya değinilmiştir; karanlık enerji ve ΛCDM model makalelerine bakınız.
Hubble parametresinin türevi

Friedmann denklemi ile başlayın:
H, Hubble parametresi;  a, aralık faktörü;  \Lambda , kozmolojik sabit; G, kütleçekim sabiti;  k, evrenin normalleşmiş uzay eğrisidir ve −1, 0, or +1'e eşittir.
Hubble parametresinin türevi > Madde ve karanlık enerji baskın evren(Bir kozmolojik sabit ile)

Eğer evrende madde baskın ise, evrenin kütle yoğunluğu  \rho , maddeyi içeren bir şekilde ele alınabilir:
\rho _{m_{0}} maddenin bugünkü yoğunluğudur. Görecesiz parçacıklar için kütle yoğunluğunun evrenin hacmine ters bir şekilde orantılı olduğunu biliyoruz, bu yüzden yukarıdaki denklem doğru olmalıdır. Hatta tanımlayabiliriz:
(yoğunluk parametresi'ne bakınız : \Omega _{m})
Yani,  \rho =\rho _{c}\Omega _{m}/a^{3}. Hatta tanımda:
ve
Alt simge bugünkü değeri kastetmektedir ve  a_{0}=1.Friedmann denkleminde tüm bunları değiştirirsek ve  a ile  a=1/(1+z)'yı değiştirirsek şunu elde ederiz:
Hubble parametresinin türevi > Madde ve karanlık enerji baskın evren

Eğer evren hem madde baskın hem karanlık enerji baskın ise, Hubble parametresi için yukarıdaki denklem karanlık enerjinin bir eşitlik durumu fonksiyonu olacaktır. Bu yüzden şimdi:
\rho _{de} karanlık enerjinin kütle yoğunluğudur. Tanıma göre,  \rho _{de}(a)=\rho _{de0}a^{-3\left(1+w\right)} kozmolojide bir eşitlik durumu  'dir ve bunu evrenin kütle yoğunluğunun zamanla nasıl değiştiğini tanımlayan akışkan denklemiyle değiştirirsek,
Eğer w sabitse,
Bu yüzden, sabit bir durum denklemi w ile karanlık enerji için w,  \rho _{de}(a)=\rho _{de0}a^{-3\left(1+w\right)}. Eğer bunu Friedmann denklemindeki gibi değiştirirsek, fakat uzaysal olarak düz bir yüzeyde yaşadığımızı farzettiğimiz  k=0  olduğu durumda, Evrenin şekline bakınız
Eğer karanlık enerji sabit bir durum denklemine w sahip değilse,
Çözmek için denklemi parametikleştirdiğimizde,
Diğer bileşenler yeni formülleştirilmiştir. Yüksek enerji deneylerinin arka plan geometrisini belirleyen madde özelliklerinin analizinde güvenilir bir erişime sahip gözüktüğü belirli bir çağda, bu çağ derken quark-gluon plazma ve taşıyıcı özelliklerinin hesaba katıldığı bir çağdan bahsediyoruz. Bu sebeple, Hubble parametresinin evrimi ve diğer vazgeçilmez kozmolojik parametreleri böyle bir arka planda ideal evriminden farklı olduğu, gaz formunda, akışkan olmadığı bir arka plandan farklı olduğu düşünülür (göz ardı edilemez).
Hubble sabitinden türeyen birimler > Hubble zamanı

Hubble sabiti  H_{0}, ters zaman birimine sahiptir. Örneğin  {1 \over H_{0}}={1 \over 67.8{\textrm {km/(sMpc)}}}=4.55\cdot 10^{17}{\textrm {s}} = 14.4 milyar yıl.Bu evrenin 13.8 milyar yıllık yaşından daha uzun bir zamandır. Eğer büyüme doğrusal olsaydı Hubble zamanı evrenin yaşı olabilirdi, büyüme doğrusal olmadığı için Hubble zamanı evrenin gerçek yaşını vermez.
Biz şu an vakum enerjisinin baskınlığının artması yüzünden, üssel olarak büyüyen bir zaman dilimine yaklaşıyor gibi gözüküyoruz. Bu bağlamda, Hubble parametresi sabittir ve evren her Hubble zamanı için e faktörü ile büyür:
Çok uzun zamanlardan sonra, dinamikler genel izafiyet, karanlık enerji, patlama ve buna benzer yukarıda açıklananlarla daha da karmaşıktır.
Hubble sabitinden türeyen birimler > Hubble uzunluğu

Hubble uzunluğu ve Hubble hacmi kozlomoljide bir aralık birimidir, cH0−1 olarak tanımlanır – ışık hızı Hubble zamanıyla çarpılır. 4.228 milyon parsec veya 13.8 milyar ışık yılına eşittir. (Işık yılında Hubble uzunluğunun sayısal değeri tanım olarak Hubble zamanı yılına eşittir.) Hubble aralığı ışık hızında halen bizden uzaklaşan dünya ve galaksiler arasındaki bir mesafe olabilirdi, Hubble kanunu D = c/H0 için v = H0D çıkarılarak görülebilir.
Hubble sabitinden türeyen birimler > Hubble hacmi

Hubble hacmi genellikle c/H0 boyutuyla birlikte hareket eden evrenin hacmi olarak tanımlanır. Gerçek tanım değişir: Genellikle çapı c/H0 olan bir küre hacmigibi tanımlanır, buna alternatif olarak küpün yüzeyi c/H0 da olabilir. The Hubble volume is sometimes defined as a volume of the Universe with a comoving size of Bazı kozmologlar hatta Hubble hacmi için çapının üç kat daha büyük olmasına rağmen gözlemlenebilir evrenin hacmi tanımını kullanırlar.
Hubble kanununa kırmızıya kayma değerleri uygun[30] Hubble sabiti için çeşitli tahminler vardır.
H0 = 71 ± 2, H0 = 71 ± 2 (istatistiksel) ± 6 (sistematik) km s−1Mpc−1,[24] ve Sandage tarafından H0 = 62.3 ± 1.3 (statistical) ± 5 (systematic) km s−1Mpc−1.[31]  bulmak için kırmızıya kayma değerleri 0.01 ve 0.1 arasında anahtar grubuna uygundur.
Olası durgun hıza basit doğrusal v = cz bir ilişki içeren kırmızıya kayma fonksiyonlarının çeşidi; genel izafiyetle ilgili teorilerden olası şekil çeşitleri ve genel izafiyet ile uyumlu ışıktan daha hızlı hızlara izin vermeyen bir eğri. Tüm eğriler düşük kırmızıya kaymalarda doğrusaldırlar. Davis ve Lineweaver’a bakınız.
Evrenin yaşı ve nihai yazgısı bugünkü Hubble sabitinin ölçümüyle belirlenebilir ve yavaşlayan parametrenin gözlemlenen değerini tahmin eder, yoğunluk parametre değerleri ile karakterize edilirler (ΩM madde için ve ΩΛ karanlık enerji için). “Kapalı evren” ΩM > 1 ve ΩΛ = 0 sonucu Büyük Patlama ile son bulur ve önemli bir şekilde Hubble yaşından küçüktür. Yaşadığımız ΩΛ sıfır olmayan değer ile hızlanan evren için, evrenin yaşı tesadüfi olarak Hubble yaşına yakındır.
Şu anki araştırmalar için belirsiz ölçümleri içeren Hubble sabiti değeri.
Capucine

| Kapuçin |
| --- | --- |
</img> 25 Nisan 1962'de Capucine
Doğmak:  Germaine Hélène Irène Lefebvre    <br /> (1928-01-06 ) 6 Ocak 1928    <br /> Saint-Raphael, Var, Fransa
Ölü: 17 Mart 1990 (1990-03-17) (yaşlı 62)    <br /> Lozan, Vaud, İsviçre
Meslek(ler): Model, oyuncu
Yıllar aktif: 1948 – 1990
Eş: 
Kapuçin (doğum ismiː Germaine Hélène Irène Lefebvre) (6 Ocak 1928 - 17 Mart 1990) Pembe Panter (1963) ve What's New Pussycat? (1965) filmlerindeki komedi rolleriyle tanınan Fransız manken ve oyuncudur. 1948-1990 yılları arasında 36 filmde ve 17 televizyon yapımında rol aldı.
Erken dönem

Capucine, 6 Ocak 1928'de Saint-Raphaël, Var, Fransa'da Germaine Hélène Irène Lefebvre'de doğdu. 1931 ya da 1933 yılında doğduğunu söyleyerek sık sık doğum tarihini karıştırır ve çoğu kaynak bu yılları belirtir. Fransa'nın Saumur kentinde okula gitti ve yabancı diller alanında Lisans Diploması aldı.
Lefebvre, 1945 yılında 17 yaşındayken Paris'te faytona binerken bir fotoğrafçı tarafından fark edildi. Bir çiçeğin Fransızca adı olan "Capucine" (Lâtin çiçeği, Tropaeolum) takma adını alarak manken oldu ve Givenchy ve Christian Dior moda evlerinde çalıştı.
Capucine, Paris'te Givenchy için modellik yaparken Audrey Hepburn ile tanıştı. Capucine'in hayatının geri kalanında yakın arkadaş olarak kaldılar.
Kariyer

Capucine ilk sinema deneyimini Jean Cocteau'nun İki Başlı Kartal (1948) adlı filminde küçük bir rolle yaptı. Ayrıca Jacques Becker'in Temmuz'daki Buluşması (1949) ve Robert Dhéry'nin Çılgın Gösterisi'nde (1949) rol aldı.
Marc-Gilbert Sauvajon'un Arkadaşım Korunga (1950) ve Dhéry'nin Bernard ve Aslan (1951) filmlerinde rol aldı.
Birkaç yıllık bir aradan sonra, Paris'ten Mademoiselle (1955) ve Frou-Frou (1955) filmlerinde göründü.
Kariyer > Şöhrete yükseliş

1957'de film yapımcısı Charles K. Feldman, Capucine'i New York'ta modellik yaparken gördü. Feldman onunla haftada 150 dolarlık bir sözleşme yaptı. İngilizce öğrenmesi ve Gregory Ratoff'un yanında oyunculuk eğitimi alması için onu Hollywood'a getirildi. "İki isim ilginç, umarım biri ilginçtir" diyerek "Capucine" sahne adını aldı.
1962'de İsviçre'ye taşındı.
Blake Edwards, Pembe Panter'de Capucine'i canlandırdı ve David Niven'in canlandırdığı Müfettiş Clouseau'nun bir mücevher hırsızıyla ilişkisi olan karısını canlandırdı. Büyük bir hit oldu ve bir dizi devam filmine yol açtı. 1964'te Capucine, en çok şey öğrendiği yönetmenlerin Edwards ve Henry Hathaway olduğunu söyledi.
Ölümü

Capucine, 17 Mart 1990'da 62 yaşındayken 28 yıldır yaşadığı İsviçre'nin Vaud kentindeki Lozan'daki sekizinci kattaki dairesinden atlayarak intihar etti ve bildirildiğine göre bir süredir hastalık ve depresyondan mustaripti. Polis, soruşturmanın kadının intihar ederek öldüğü konusunda hiçbir şüpheye yer bırakmadığını söyledi. Komşular onun üç kedisiyle münzevi bir yaşam sürdüğünü, evinden neredeyse hiç çıkmadığını ve zamanının çoğunu okuyarak geçirdiğini söyledi.
Seçilmiş filmografi

| Yıl | Film | Rolü | Notlar |
| --- | --- | --- | --- |
| 1948 | The Eagle with Two Heads | Büfedeki kadın | ismi ɡeçmiyor |
| 1949 | Rendez-vous de juillet | Pierre'in arkadaşlarından biri | ismi ɡeçmiyor |
| 1949 | Branquignol | Bir kovboy kızı | ismi ɡeçmiyor |
| 1950 | My Friend Sainfoin |  |  |
| 1951 | Bernard and the Lion | Barones |  |
| 1951 | Four Red Roses | Colette | Valerie Darc olarak ismi ɡeçiyor |
| 1955 | Mademoiselle from Paris | kendisi | Alternative title: Mademoiselle de Paris |
| 1955 | Frou-Frou | Ressam Arthus'un arkadaşlarından biri | ismi ɡeçmiyor |
| 1960 | Song Without End | Prenses Carolyne zu Sayn-Wittgenstein |  |
| 1960 | North to Alaska | Michelle 'Angel' Bonet |  |
| 1961 | The Triumph of Michael Strogoff | Tatoa, a Volskaya |  |
| 1962 | Walk on the Wild Side | Hallie Gerard |  |
| 1962 | The Lion | Christine |  |
| 1963 | The Pink Panther | Simone Clouseau |  |
| 1964 | The 7th Dawn | Dhana Mercier |  |
| 1965 | What's New Pussycat? | Renée Lefebvre |  |
| 1966 | Le fate | Marta | (segment "Fata Marta") |
| 1967 | The Honey Pot | Prenses Dominique |  |
| 1969 | Fräulein Doktor | Dr. Saforet |  |
| 1969 | The Exquisite Cadaver | Lucia Fonte |  |
| 1969 | Fellini Satyricon | Trifena |  |
| 1971 | Red Sun | Pepita |  |
| 1972 | Search | Silvana Tristano | Episode: "The Murrow Disappearance" |
| 1975 | Incorrigible | Hélène |  |
| 1975 | Jackpot |  |  |
| 1976 | The Con Artists | Belle Duke | Alternative titles: Bluff, The Con Man |
| 1976 | Per amore [it] | Marina Reggiani, Alberto's wife |  |
| 1977 | Ecco noi per esempio | Moglie di Click |  |
| 1978 | Portrait of a Bourgeoise in Black | Amalia Mazzarini |  |
| 1979 | From Hell to Victory | Nicole Levine |  |
| 1979 | Neapolitan Mystery | Sister Angela |  |
| 1979 | Arabian Adventure | Vahishta |  |
| 1979 | Jaguar Lives! | Zina Vanacore |  |
| 1982 | Hart to Hart | Lily Von Borg | Episode: "Hart of Diamonds" |
| 1982 | Aphrodite | Lady Suzanne Stanford |  |
| 1982 | Trail of the Pink Panther | Lady Simone Litton |  |
| 1983 | Balles perdues [fr] | Madam Teufminn |  |
| 1983 | Curse of the Pink Panther | Lady Simone Litton |  |
| 1985 | Murder, She Wrote | Belle Chaney | Episode: "Paint Me a Murder" |
| 1986 | Sins | Odile | Miniseries |
| 1987 | Delirium: Photo of Gioia | Flora |  |
| 1987 | My First Forty Years | Prenses Caracciolo |  |
| 1990 | Blaues Blut [fr] | Kontes von Altenberg |  |
Pembe Panter'deki Capucine (1963)
Fikret Kasapoğlu

| Prof>  Dr. Fikret KASAPOĞLU |
| --- | --- |

Fikret KASAPOĞLU
Kişisel bilgiler
Doğum: Kırcaali, Bulgaristan
Evlilik(ler): Işıl KASAPOĞLU
Çocuk(lar): Zeynep, Melike
Yaşadığı yer: Bursa
Bitirdiği okul: Bursa Uludağ Üniversitesi Tıp Fakültesi
Mesleği: Doktor, Akademisyen
Resmî site: Fikret KASAPOĞLU
KBB Hastalıkları ve Baş Boyun Cerrahi Uzmanı
Fikret KASAPOĞLU (d. 23 Aralık 1973, Kırcaali), Türk Profesör Doktor, KBB Hastalıkları ve Baş Boyun Cerrahi Uzmanı, akademisyen ve öğretim üyesi.
Yaşamı

Fikret KASAPOĞLU, 1973 yılında Kırcaali'de dünyaya geldi. İlkokulu Bursa Ahmet Hamdi Tanpınar İlkokul, ortaokul ve liseyi Bursa Özel Namık Sözeri Lisesinde tamamladı. 1998 yılında Uludağ Üniversitesi Tıp Fakültesi'nden mezun oldu. Rinoloji, rinoplasti, endoskopik sinüs cerrahisi, ön kafa tabanı cerrahisi, alerji, baş-boyun kanserleri, tiroid ve paratiroid hastalıkları ile kulak cerrahisi gibi çeşitli alanlarda uzmanlık sahibidir. Halen Uludağ Üniversitesi Tıp Fakültesi Kulak, Burun ve Boğaz Hastalıkları Anabilim Dalında akademisyen ve öğretim üyesidir. Işıl Kasapoğlu (Kadın Hastalıkları ve Doğum A.D. - Akademisyen) ile evli ve 2 çocuk babasıdır.
Çalışma Hayatı

1999 yılında Uludağ Üniversitesi Tıp Fakültesi Kulak Burun Boğaz Anabilim Dalı'nda asistan olarak göreve başladı. 2004-2005 yılları arasında 1 yıl süreyle  Ankara Mevki Asker hastanesinde uzman doktor olarak görev yaptı. 2008 yılında ABD'deki Massachusetts eyaletinde yer alan "Eye and Ear Infirmary" ve Harvard Üniversitesi Tıp Fakültesi'nde tiroid ve paratiroid cerrahisi ile rinoloji alanlarında çalışmalar gerçekleştirdi. 2010 yılında yardımcı doçent, 2011 yılında doçent ve 2020 yılında profesör ünvanı aldı. Halen Uludağ Üniversitesi Tıp Fakültesi Kulak Burun Boğaz Anabilim Dalı'nda akademik çalışmalarına devam etmektedir.
Yayınlar

Bugüne kadar, 25'i uluslararası dergilerde yayınlanan, toplam 75 makalesi bulunmaktadır. Bilimsel bildirilerin yanında kongrelerde davetli konuşmacı ve panelist olarak katılım sağlamıştır. Ayrıca 30. Türk Ulusal Kulak Burun Boğaz ve Baş Boyun Cerrahisi Kongresi'nde  (En iyi Baş-Boyun Araştırması Ödülü) almıştır.
Maymunlar Gezegeni (film)

| --- | --- |
Planet of the Apes
Film afişi
Yönetmen: Tim Burton
Yapımcı: Richard D. Zanuck Ralph Winter
Hikâye (eser): Pierre Boulle
Uyarlama: William Broyles Jr. Lawrence Konner Mark Rosenthal
Oyuncular: Mark Wahlberg Tim Roth Helena Bonham Carter Michael Clarke Duncan Paul Giamatti Estella Warren
Müzik: Danny Elfman
Kurgu: Chris Lebenzon Joel Negron
Dağıtıcı: 20th Century Fox
Cinsi: Sinema filmi
Türü: Macera, Blim kurgu
Renk: Renkli
Yapım yılı: 2001
Çıkış tarih(ler)i: 27 Temmuz 2001
Süre: 119 dakika
Ülke: ABD
Dil: İngilizce
Hasılat: 362,21 milyon $
Maymunlar Gezegeni (Özgün adı: Planet of the Apes),2001 yılı ABD yapımı bir kıyamet sonrası bilimkurgu filmi. 1968 yılı ABD yapımı aynı adlı özgün filmin yeniden çevrimidir.
Filmin konusu

Bir uzay seyahatinde kaybolan şempanzesini aramak için yola çıkan ama elektromanyetik bir fırtına içine giren Astronot Leo, (Mark Wahlberg) ana gemi ile irtibatını kaybeder ve zaman içinde bir atlama yaparak bilmediği bir gezegene iniş yapar. Orada maymunlardan kaçan insanlarla karşılaşır ve maymunlar tarafından yakalanır, köle olarak satılmak üzere tutsak edilir. Senatörün kızı Ari (Helena Bonham Carter) tarafından sarışın ilkel kız Daena (Estella Warren) ile birlikte satın alınır. İlk günün akşamında yanına Daena ve ailesini de alarak evden kaçar. Ari ve yakın dostu olan eski General Krull da kaçmalarına yardım eder.
Oyuncular

| --- | --- |
Oyuncular: Rolleri
Mark Wahlberg: Captain Leo Davidson
Tim Roth: Thade
Helena Bonham Carter: Ari
Michael Clarke Duncan: Attar
Paul Giamatti: Limbo
Estella Warren: Daena
Cary-Hiroyuki Tagawa: Krull
David Warner: Sandar
Kris Kristofferson: Karubi
Erick Avari: Tival
Havari

Havârî (Yunanca: Απόστολος, Apostolos - Elçi), İsa'nın öğüt ve inançlarını yayma işiyle görevlendirdiği mürit ve öğrencilerinden her biri. Havari sözcüğü ile çoğunlukla "İsa'nın 12 Havarisi" kastedilmekle birlikte, kavram İsa'nın Hristiyanlığı yaymaya çalışan bazı diğer öğrencileri için de kullanılır.
Etimoloji

Türkçeye Arapçadan geçen havari (Arapça: حَوْرٌ ḥawārī) sözcüğü, Arapçaya da Kilise Habeşçesinden geçmiş olup aslen "yolcu, elçi, haberci" anlamlarına gelir. Arapça "hwr" ve öncesinde İbranice ve Aramice kökenli "xwr" (beyaz olma) kavramıyla alakası yoktur. Sözcüğün bazı Batılı dillerdeki karşılıkları da Yunanca "apostolos" (elçi) kavramından gelir.