nmış ve ispatlanmamış suçluların bilgilerini içeren geniş kapsamlı veritabana sahiptir. Herhangi bir zamanda, bir üye ülke bu veritabanın belirli bölümlerine giriş hakkına sahiptir ve büyük bir suç işlendiği takdirde ülkenin emniyet güçlerinin INTERPOL tarafından tutulan bilgilere göz atmalarına destek verilir. Bu düşüncenin altında yatan mantık ise genellikle uyuşturucu madde kaçıranlar ve benzeri suçlular arasında uluslararası bağlar mevcuttur ve bu tip suçların politik sınırları aşacağı muhtemel bir olasılıktır.

Üye ülkenin emniyet güçleri diğer üye ülkelere INTERPOL aracılığıyla mesaj göndererek irtibata geçebilirler.

Film ve diğer hayal ürünlerinde bulunan bilgilere rağmen, INTERPOL memurları soruşturmalarını doğrudan doğruya üye ülkelerde yürütmezler.




Banco Ambrosiano

Banco Ambrosiano, 1982'de 700 milyon ile 1.5 milyar dolar arasında borçla batan İtalyan bankasıdır.

Paranın çoğunluğunun Vatikan bankası, Istituto per le Opere Religiose (Dinsel İşler Kurumu - IOR) aracılığıyla hortumlandığı ortaya çıktı.

Bankanın başkanı Roberto Calvi, İtalya'dan kaçtıktan sonra, Londra'da bir köprünün altında asılı bulundu.




Coanda etkisi

Coanda etkisi, hızla ilerleyen hava akımının doğru bir yol izlemek yerine, yakınındaki bir düzeye yapışarak, düzeyin eğimlerini izleyerek ilerlemesi olayıdır.

Bu fiziksel olaya, olayı ilk saptayan Romanyalı buluşçu Henri Coandă'nın adından esinlenerek Coanda etkisi denir. Henri Coanda konuyla, 1910'da kendi tasarladığı uçak ilkörneğinin (prototipinin) bu olay yüzünden düşmesiyle ilgilenmiştir.

Bu etkinin en yaygın uygulaması havacılıktadır. Uçak kanatlarında inerken ve durmak için aşağıya, kalkışta da yukarıya bükülen kanatçıklar bu etki temel alınarak tasarlanmıştır.




Satürn'ün halkaları

Satürn Güneş Sistemindeki en etkileyici halka sistemine sahip gezegendir. Satürn'ün halkaları ilk kez 1610'da Galileo Galilei tarafından fark edilmiş; ancak 1655'te Christiaan Huygens tarafından tanımlanmışlardır. Gezegen halkalarının bilinen yapısına uygun olarak, birbirinden bağımsız hareket eden çok sayıda küçük 'toz', 'buz', ve 'kaya' parçacığının Satürn ve uydularının çekim etkileri ile sürekli denetim altında tutulması sayesinde şeklini koruyan dinamik bir sistem oluştururlar.

Satürn halkaları, gezegen atmosferinin bulut tabakalarının çok az üzerinden ( yaklaşık 0,1 R - Satürn yarıçapı) başlayıp, en az 16 uydunun yörüngesini de içine alarak Satürn'ün merkezinden 480.000 km uzaklığa (8 R) kadar yayılırlar. Kalınlıkları ise büyük bir bölümünde birkaç yüz metreyi geçmez. Satürn'ün ekvator düzleminde yer aldıklarından, gezegenle birlikte yörünge düzlemine yaklaşık 27° açı yaparlar. Yeryüzünden fark edilebilen Cassini bölümü ve Encke bölümü adlı iki büyük kesintinin yanı sıra, uzay sondalarının elde ettiği görüntülerde izlenen binlerce dairesel boşluk ve halkacığın birbirini izlemesi sonucunda oluşan karmaşık bir yapıya sahip oldukları saptanmıştır. Halkaların parlaklığı gezegenin merkezinden uzaklığa göre çok büyük değişkenlik gösterir. Bunun halkaların içerdiği parçacık yoğunluğunun olduğu kadar, parçacık boyutlarının ve kimyasal bileşenlerin dağılımının da değişmesine bağlı olduğu sanılır. Yüksek yoğunlukta buz parçalarından oluşan B halkası 0,8 gibi çok yüksek bir beyazlık derecesindedir. Işık geçirgenliği de madde yoğunluğuna göre değişmekte ve değişen parlaklıklardaki yıldızlar, örtülme sırasında halkaların arkasından gözlenebilmektedir.

Halkaların çok geniş bir renk yelpazesinde yansıttıkları güneş ışınları ve örtülme sırasında içlerinden geçmesine izin verdikleri yıldızlara ait ışımanın tayfölçümsel incelemesi, kimyasal bileşimleri hakkında bilgi vermektedir. En önemli yapı taşının donmuş haldeki su olduğu, karbon, silisyum gibi hafif elementlerin Güneş nebulası oranlarına göre daha zenginleşmiş olduğu saptanmıştır. Yakın dönemde varlığı saptanan yüksek oranda atomik oksijen, serbest halde rastlanması olağan görülmeyen ve kısa ömürlü kabul edilen bir bileşen olarak, yakın tarihli şiddetli bir çarpışmanın belirtisi olarak yorumlanmıştır. Bu veriler halkaların hareketli bir evrimsel gelişimi olduğunu düşündürmektedir. Ancak renk farklılıklarının yerleşmiş bir biçimde varlığı, halkalarının değişik bölümleri arasında madde alışverişinin çok hızlı olmadığını göstermektedir.

Halkaları oluşturan küçük parçacıkların her biri, Kepler yasalarına uygun olarak kendi yörüngesini izler. Böylece halkaların gezegene daha yakın iç bölümlerini oluşturan parçacıklar daha hızlı bir dolanma ile kısa devirli elipsler çizerken, dış yörüngedekiler daha yavaş hareket ederler. Bu olgu, halkaların tayfölçümsel incelemesinde elde edilen Doppler çizgilerinde farklı kırmızıya kayma oranları ile kanıtlanmıştır. Parçacık yörüngelerinin dışmerkezlik ve eğikliklerindeki küçük farklılıklar, yörüngelerin kesişmesine ve çarpışmalara yol açar. Bu çarpışmalar Roche limitinin içinde gerçekleştiği sürece parçacıkların birleşerek daha büyük yapılar ve yeni uydular oluşturma olasılığı pek fazla değildir. Ancak çapışmalar sonucunda 'standarda uymayan' yörüngelerin giderek törpülendiği ve bugün gözlediğimiz halka yapısının korunduğu düşünülmektedir. Halkaların şaşırtıcı derecede ince olması bu şekilde açıklanır. Ortalama halka düzleminden yalnızca 100 metre sapacak şekilde eğik bir yörüngeye sahip bir parçacığın her devirde halka düzlemini bir kez aşağıdan yukarıya, bir kez de yukarıdan aşağıya en az 1 metre/saniye hızla geçmesi gerektiği hesaplandığında, olası çarpışmaların böyle bir yörüngenin uzun ömürlü olmasına izin vermeyeceği ortaya çıkmaktadır.

Satürn'ün uydularının çekim etkileri halkaların şekli üzerinde önemli rol oynar. Cassini Bölümü'nün, büyük uydulardan Satürn'e en yakın olanı Mimas'ın etkisi ile ortaya çıktığı düşünülmektedir. Halkalardaki bu boşluk Mimas ile 2:1 rezonans içinde bulunan yörüngeye denk gelir. Bu alanda bulunan parçacıklar, dolanım periyodu Mimas'ınkinin tam yarısı kadar olması nedeniyle her devirde Satürn ve Mimas ile aynı çizgi üzerine gelirler ve bu iki gökcisminin birleşen çekim etkileri ile yörüngelerinden saptırılırlar. Prometheus ve Pandora'ın F halkası'nı birbirine çok yakın yörüngeleri arasında sıkıca tutarak 'çobanlık' ettikleri görülür. Pan'ın A halkası içinde kalan yörüngesi boyunca parçacıklardan temizlenmiş bir açıklık bulunmaktadır. Aynı mekanizma ile Keeler Aralığı'nın oluşumundan sorumlu bir "uyducuk" Cassini uzay sondası tarafından saptanmış ve S/2005 S1 geçici adı verilmiştir. Bu uydunun Keeler Aralığı'nın her iki yanında yer alan halkalarda çekim etkisine bağlı dalgalanmalara neden olduğu da gözlenmiştir. Satürn ve çok sayıda uydusunun etkilerinin bileşimi ile binlerce küçük halkadan oluşan karmaşık yapı ortaya çıktığı gibi, halkalarda dairesel yapıdan dalgalanma şeklinde sapmalar, madde yoğunluğunda sarmal değişiklikler, ve hatta araba tekerleğinin çubuklarına benzer ışınsal yoğunlaşmalar gözlenmektedir.

Fransız matematikçi ve gökbilimci Edouard A. Roche tarafından 1847 yılında geliştirilen Roche limiti kavramı, bir gökcisminin büyük bir gökcismine olan uzaklığı belli bir sınırın altına indiğinde, kütleçekimi güçlerinin doğurduğu gel-git etkisiyle fiziksel bütünlüğünü koruyamayarak parçalanacağını öngörür. Aynı düşünce şekliyle, bir gökcismi etrafında, yoğunluğuna göre değişmekle birlikte, yaklaşık yarıçapının 2,5 katı kadar bir uzaklığa denk gelen alan içinde bulunan maddenin bir araya gelerek büyük yapılar oluşturması olanaksızdır. Bu bilgileri de içine alacak şekilde, Satürn'ün halkalarının kökeni hakkında değişik öneriler ortaya atılmıştır.


Halkaların renk ölçümleri genellikle yaşlarının birkaç yüz milyon yılı geçmediği izlenimini vermektedir. Bu tahminler halkaların Satürn'le eşzamanlı oluşumu görüşünün geçerliliğini azaltmaktadır. Diğer gaz devlerinin yeni bulunan halkalarına ilişkin gözlemlerle birleştirildiğinde, halkaların oluşumunda her üç mekanizmanın da payının olabileceği, her gezegenin kendi özel koşullarında ve yaşam öyküsü içinde bu süreçlerin belirli bir bileşimi ile halkaların evrimleştiği düşüncesi ağır basmaktadır.

Halka sisteminin parlaklığı en fazla ve ışık geçirgenliği en az olan üyesi B halkasıdır. Daha dıştaki A halkası yoğunluk sıralamasında onu izler. B halkasının tek başına tüm halka kütlesinin en az dörtte üçünü, A ve B halkalarının bir arada toplam kütlenin onda dokuzundan fazlasını barındırdığı sanılmaktadır. Radyo dalgaları ile yapılan ölçümler bu iki halkanın milimetreden küçük boyutlardan başlayarak onlarca metreye kadar tüm boy aralığındaki parçacıkları içerdiğini ortaya koymuştur. A ve B halkalarını ayıran Cassini bölümü'nün ise mutlak bir boşluk değil, halka materyalinin çok düşük yoğunlukta bulunduğu bir alan olduğu içinden geçen güneş ışınları ile aydınlanmasından anlaşılmıştır. B halkası, Cassini bölümü ve A halkasının Cassini bölümüne komşu iç kesimlerinin 5 cm.den küçük boyutlu parçacıklardan görece yoksun oldukları sanılır. A halkasının dış kesimleri ve C halkası ise küçük boyutlu parçacıklardan zengindir. En içteki D halkası çok daha siliktir ve kütlesi küçüktür. A halkasına göre daha dışta bulunan F halkası çoğunlukla 'duman' olarak nitelendirilebilecek mikrometre boyutunda parçacıklardan meydana gelir. Onu izleyen G halkası çok daha az yoğunlukta ve yüzlerce kilometreyi aşan kalınlıkta, seyrek bir 'bulut' yapısındadır ve büyükçe parçacıklardan oluşur. En dıştaki E dalgasının uydu Enceladus ile yakın ilişkide olduğu ve olasılıkla Enceladus üzerindeki geyzerlerden kaynaklanan sudan oluştuğu düşünülür.

Halkaların sıcaklığı 70 - 90K (-200 °C -180 °C) arasında ölçülmektedir.


Voyager sondalarının gönderdiği resimlerde Feibelman ve Guerin'in daha önce gördüğü halka yapıları net olarak gözlendi ve D ve E halkaları olarak adlandırıldı. Voyager'lar ayrıca G halkası adı verilen yeni bir halkanın keşfedilmesini sağladılar.

Voyager resimlerinde B halkasında ışınsal şekilde dağılmış, 'araba tekerleğinin çubukları'nı andıran yoğunluk dalgaları gözlendi. Bu alanlarda halka düzleminden kuzey ve güneye doğru ayrılarak dağılan ma