mci Gençlik (DEV-GENÇ), 1965'in sonlarında kurulan FKF (Fikir Kulüpleri Federasyonu) içerisinde yer alan öğrenciler tarafından dönemin özgünlüğünde kimi fikirsel ve mücadele pratiğine dair ayrılıklar üzerine kurulan, üniversiteli sosyalist gençlik örgütlenmesidir.

9-10 Ekim 1969'da toplanan Fikir Kulüpleri Federasyonu Olağanüstü Kurultayı'nda, federasyonun tüzüğüyle birlikte adı da değiştirildi ve "Türkiye Devrimci Gençlik Federasyonu" yani Dev-Genç olarak bilinen, örgütlenme oluşturulmuş oldu. Bu örgütlenmenin yeni tüzüğünün 2. maddesinde "Dev-Genç emperyalizme ve feodal kalıntılara karşı verilen halkımızın devrim mücadelesinde sosyalist gençliğin düşünce ve eyleminin geliştirilmesi amacıyla kurulmuştur. ... Federasyona bağlı dernekler "sosyalizm bilimini eylem kılavuzu edinen" üyelerden oluşur." ifadeleri yer almıştır.

Yasal olarak bir dernek formunda olsa da daha sonraları genişleme göstermiş, yaygınlaşmış ve üniversite dışına da taşmıştır. Emperyalizme, Faşizme ve Oligarşiye karşı mücadele eden ve devrimci çizgide olduğunu belirten Dev-Genç, 70'li yıllar boyunca başta üniversiteler olmak üzere gençliğin içerisinde yer aldığı bir örgüt haline gelmiştir.. Dev-Genç'in 1968 kuşağı ile birlikte içerisinde farklı grupların çeşitliliği bir yandan Türkiye devrimci tarihine THKP/C, THKO ve TKP/ML gibi örgütleri kazandırıp, bu örgütlerin birbirleriyle dayanışma içerisinde olmasını sağlarken; diğer yandan Türkiye'nin dört bir yanında onlarca gençlik önderi çıkarmıştır. 1974'ten sonra ise THKP-C tutuklularının cezaevinden çıkmasının ardından bu yapılanmanın siyasi iradesinin egemenliği ve örgütlenmesi sürmüştür. Darbeye gelinen süreçte Dev-Genç'liler Devrimci Yol örgütünün kadroları haline gelmiş, sonraki dönemlerde devrimci harekete ideolojik olarak koşutluğunu sürdürmekle birlikte kendi politik bağımsızlığını korumuştur. 1980 yılından sonra ise uzunca bir süre faaliyetlerini üniversitelerdeki öğrenci dernekleri bünyesinde parçalı olarak devam ettiren Devrimci Gençlik, 1989'dan itibaren faaliyetlerini merkezileştirmeye başlamış ve ilk yayınını 1990 yılında "Faşizme ve Oligarşiye Karşı Devrimci Gençlik" ismiyle çıkarmıştır. 1990'dan bu yana bu yana THKP/C geleneğini sürdürdüğünü ifade eden Devrimci Gençlik, aynı adlı yayını çıkarmaya devam etmektedir. Haziran 2013 yılında "Devrimci Yol'da Devrimci Gençlik" adında bir yayın daha çıkmaya başlamıştır.





Jeans Kararsızlığı

Jeans kararsızlığı yıldızlararası gaz bulutlarının çöküşü ve ardından gerçekleşen yıldız oluşumunun nedenidir.

Bu kararsızlık, kütle ile dolu bir bölgenin, iç gaz basıncı kütleçekimsel çöküşü engelleyecek kadar güçlü olmadığında ortaya çıkmaktadır. Genel olarak, söz konusu gaz bulutunun kararsızlığı, gaz basıncına oranla kütlesinin çok yüksek veya sıcaklığının çok düşük olduğu durumlarda gerçekleşir.




Bart damlacığı

Bart damlacığı, içerisinde bazen yıldız oluşumunun sürdüğü, yoğun ve karanlık gaz ve toz bulutudur. Bu yuvarlar genelde H II bölgelerinde bulunup, kütleleri 10–50 güneş kütlesi yakınlarındadır. İçeriği özdeciksel hidrojen (H), karbon oksitleri, helyum ve 1% tozdan oluşur. Bart damlacıkları sıkça çift yıldızların veya çoklu yıldız dizgelerinin (sistemlerinin) oluşumuna neden olur.

İlk olarak 1940'larda gökbilimci Bart Bok tarafından gözlemlenmişlerdir. Çok yoğun gaz ve tozdan oluşan bir yapıya sahip olduklarından optik bölgede tamamen karanlık bir bölge halinde görünürler. Ancak içerisinde onlarcadan yüzlerceye kadar uzanan doğmakta olan yeni önyıldızları barındırırlar. Bu önyıldızlar ancak milimetre-altı ya da radyo bölgede tespit edilip gözlemlenebilirier.





Sahalin Oblastı

Sahalin Oblastı (Rusça: Сахали́нская о́бласть / "Sakhalinskaya oblast"). Rusya'nın Uzak Doğu Federal Bölgesi'nde yer alan oblast. Sahalin Adası'yla Kuril Adaları'ndan oluşan yönetim biriminin yüzölçümü 87.100 km², nüfusu 546.695'tir (2002 sayımına göre). Başkenti ve en büyük şehri, Sahalin adasının güneyinde bulunan Yujno-Sahalinsk'tir.




Hidrostatik denge

Hidrostatik denge, kütle çekime dayalı sıkıştırmanın bayırgı basıncı ile dengelendiği duruma denir.

Hidrostatik denge, akışkanlar mekaniğinde nesnelerin özel kütle çekimini hesaplamakta kullanılır. Onun dışında gök fiziğinde hidrostatik denge, yıldızların çökmeme veya patlamama nedenini oluşturur. Bu denge, ısısal basıncı ile (dışa doğru) kütlesel ağırlığı (içe doğru) arasındadır.




Darülkurra

Darülkurra, Ortaçağ İslam ülkelerinde, Kur'an okuma yöntemlerini (tecvidi) öğreten medrese bölümüdür. Ayrıca, Cami, mescit gibi yerlerin hemen yanında yapılan kuran okuma yeridir. Bir tek kubbesi olan, iki göz revaklı, fevkâni bir yapı olan Darül-kurra'nın kubbesi medrese kubbelesiyle aynı düzeydedir. Bu tür mimarî özelliklerinin yanı sıra Darül-kurra bir Kur'an ezberleme yeridir. Hafızların Kur'an ezberi yaptırmalarının yanı sıra Arapça ve Tilavet derslerinin de verildiği bir yerdir Darül-kurra.

Darülkurraların asıl işlevi, kari denen ve Kur'an'ı en güzel biçimde okuyan kişiler ve imamlar yetiştirmekti. Güzel okuma olayı daha 7. ve 8. yüzyıllarda önemsenmiş olup, tilavet ve kıraat birer din bilimi olarak gelişmiştir. İlk İslam medreselerinde sürekli kuran okunan özel mekanlar bulunmaktaydı. Darülkurra denen bu salonlarda, hafızlar bir tür yarış havası içerisinde farklı üslup ve makamlarda Kuran okurlardı. Bu tür bir eğitim hafızların sistemli biçimde yetişmelerine olanak verdiğinden, cami ve medrese vakfiyelerinde eleman alımı yapılacakken darülkurralara ve burada eğitim görenlere önemli paylar ayrılırdı. anadolu şelcuklu külliyelerinde darülkurralar, cami kapsamında ya da ayrı bir mekan olarak yer almıştır. Osmanlı Devleti'nde ise yalnızca hafız yetiştiren ve Kuran'ı ses incelelikleriyle öğretmeye dönük kurumlara darülhuffaz, aynı bölümün tilavet ve kıraatın yanı sıra arapçayı da öğreten yüksek bölümlerine ise darülkurra denildi. Bu medreselerin ortak amacı, hafız, cüzhan, mevlidhan, imam, hatip ve müezzin yetiştirmekti. 1924 yılında medreselerin kapatılmasından sonra, gittikçe azalan darülkurra ve darülhuffaz geleneği, o zamandan bu zamana camiler, dernekler, Kur'an kursları aracılığı ile sürdürülmeye çalışılmıştır.





Önyıldız

Bir protostar, yıldızlar
arası ortamda, dev bir moleküler bulutun  gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük
bir kütledir.

Önyıldızıl
faz yıldız oluşum sürecindeki erken evredir. Bir güneş kütleli yıldız için,
[1] bir molekül bulutunun artan yoğunlukta bir iç kısım ile başlar.Bir güneş
kütleli yıldız için yaklaşık 10,000,000 yıl sürer.[1] bir molekül bulutunun artan
yoğunlukta bir iç kısım ile başlar ve sonradan ana sekant yıldızı haline
gelecek olan  ön-ana-sekant yıldızı(ya
bir T Tauri  yıldızı,eğer iki güneş
kütlesinin altında ise, ya da Herbig Ae/Be yıldızı,eğer ,iki ile sekiz güneş
kütlesi aralığında ise) oluşumu ile biter.Bunun haber vericisi  bir artan yıldız kütlesininin radyasyon
enerjisine dönüşümünü gösteren  süper
sonik güneş rüzgarı biçimi olan  T Tauri
rüzgarıdır.

Önyıldız
varlığı ilk olarak Sovyet-Ermeni bilim adamı Viktor Ambartsumian tarafından öne
sürülmüştür. [2]Ambartsumian’ın sözde “sürekli emisyon” araştırması T Tauri
tipli genç yıldız spektrumlarında ve onların ilişkili komşu yıldızlarında gözlendi.Yıldızların
birer birer küçük kütlelerin yoğunlaşmasıyla oluşmasını öne süren klasik
hipotezlerin aksine yeni hipotezler,kütleli star-oluşum
organlarının,”önyıldız”ların varlığını öne sürüyor.Ön yıldızın dağılma süreci, yıldız
ilişkilerinin birçok üyesinin oluşumundan sorumludur.

Main
article: Star formation

Yıldız
oluşumu devasa bir moleküler bulutta başlar.Bu bulutlar başlangıçta yıldızın
çökmesi için çalışan kütle-çekim kuvvetleri ve ,yıldızın çökmesini engelleyen
basınç kuvvetleri ile dengededir.Bu kuvvetlerin dengesi bozulduğunda,tıpkı
süpernova şok dalgalarının sebep olduğu gibi,yıldız çökmeye başlar ve gittikçe
daha küçük parçalara parçalanır.Bu parçalardan en küçüğü büzülmeye başar ve ön
yıldızı oluşturur.

Bulutlar
büzüşmeye devam ettikçe sıcaklık yükselmeye başlar.Sıcaklık artışının sebebi
nükleer reaksiyonlar değildir ancak kütleçekimsel enerjinin ısı kinetik enerjisine
dönüşmesindendir.Bir parçacık (molekül ya da atom) merkezdeki büzülen parçaya
doğru düştükçe,kütle çekimsel enerjisi düşer.Parçacığın toplam enerjisi sabit
kalmak zorunda olduğundan,kütleçekimsel enerjinin düşüşü,kinetik enerjinin
artışına sebep olur.Bir parçacık grubunun kinetik enerjisi, ısı kinetik enerjisi
ya da sıcaklıktır.Ne kadar bulut büzüşürse,sıcaklık o kadar artar.

Moleküller
arasındaki çarpışmalarla  genellikle
bozulurken radyasyon emebilen uyarılmış hale geçerlerr.Ön yıldız sıcaklığındaki (10-20 Kelvin)çoğu radyasyon,mikrodalga ya da infra-red dalga spektrum
aralığındadır.Yıldız oluşumunun bu erken aşamasında,radyasyonun çoğu,bulutta
ani bir sıcaklık artışını önleyerek kaçar.Ön yıldız evriminin bu aşaması
izotermal faz olarak da bilinir.

Bulutlar
büzüldükçe,molekullerin yogunlukları artar ve emilmiş radyasyonun kaçışını daha
da zorlaştırır.Etkisinde, gaz radyasyon geçirmez hale gelir ve bulutun
sıcaklığı daha hızlı olarak artmaya başlar.Bu aşamada hala oldukça fazla gaza
sahip olan gaz bulutları “0 Sınıf önyıldızı” olarak adlandırılır.Sistem
geliştikçe, çevresindeki gaz ve tozarından ziyade önyılzdan  daha fazla ve daha fazla emisyon gelmeye
başlar.I Sınıf aşamasında,önyıldız çevresini saranlarla aynı kütleye sahip
olur.

Önyıldızın
evriminin iki  güneş kütlesinden az
kütleli yıldızlar için olan sıradaki aşaması, klasik T Tauri yıldızı (II Sınıf
Önyıldız)dır.Bu fazda,sıcaklık büyük ölçüde yükselir ve disk büyük ölçüde
önyıldazdan küçük olur.Önyıldız evriminin son aşamasında ise,sıcaklık yükselir
ve çevreyi saran materyal büyüklük sırasında küçülür,III Sınıf Önyıldız olur.[3]2
ile 8 güneş kütlesi arasındaki kütlede önyıldızlar için, sıradaki aşamada T
Tauri yıldızı yerine Herbig Ae/Be yıldızı olur.8 güneş kütlesi üstündeki ön ana
sekans yıldızları gözlemlenmemiştir çünkü çevrelerini bir kara nebulaya uçurmadan
önce çoktan ana sekans evresine ulaşmışlardır.2MASS v