'lik dilimde yer alırken bu rakam, büyükustalar için %0.02'dir.

Ne var ki, bugünkü büyükustaların birçoğu eski büyükustaların kendi dönemlerinde yarattığı baskınlığa erişememişlerdir. Lasker, Capablanca ve Alekhine zamanın dünya şampiyonlarıydı. Tarrasch ve Marshall ise Dünya Şampiyonluğu karşılaşmalarında oynayabilecek kadar güçlüydüler (Lasker'a karşı kaybetmelerine karşın).

Büyükusta unvanının hak ettiği değeri yeniden kazanmasını sağlamak amacıyla birçok öneri dile getirilmiştir. Bunlardan biri, unvanın Dünya Şampiyonluğu'nu kariyeri boyunca kovalayan ya da bu unvana gerçekten sahip olan oyuncular dışındaki hiçbir oyuncunun bu unvanı alamamasının sağlanmasıdır. Nigel Short, Dünya Şampiyonluğu'ndan çok uzak olan oyuncuların da sahip olduğu büyükusta unvanının tümüyle kaldırılmasını savunmaktadır. Short şöyle konuşmaktadır: "Aptal unvanlardan vazgeçin."

Unvan sayısındaki artış bugünkü büyükustaların görece güçleri arasındaki farkın çok büyümesine neden olmuştur. En güçlü oyuncuları daha güçsüz büyükustalardan ayırt etmek amacıyla "büyük-büyükusta" terimi ortaya atılmıştır. Bu terim, resmi olmadığı gibi genelgeçer bir tanıma da sahip değildir.

Büyük-büyükusta olarak değerlendirilmesi olası oyuncuların listesi için 2700 ve üzerinde ELO reytingine sahip oyuncular listesine bakılabilir.

Satranç büyükustaları listesi





2008 Çeçenistan Depremi

2008 Çeçenistan Depremi, 11 Ekim 2008 tarihinde UTC saat dilimine göre, 09.06'da meydana gelmiş olup, büyüklüğü 5.8 M olarak ölçülmüştür. 40 saniye süren deprem Çeçenistan ve Rusya'yı etkilemiştir. Deprem Gürcistan ve Ermenistan'dan da hissedilmiştir. Deprem meydana geldikten 16 dakika sonra 5.3'lük bir artçı-sarsıntı meydana gelmiştir. Çeçenistan Cumhurbaşkanı pek çok bölgeden zarar bilgileri aldıklarını ve en kısa zamanda gerekli yardımın ihtiyaç duyulan bölgelere gönderileceğini bildirmiştir. Depremde en az 13 kişi hayatını kaybederken, 116 yaralı bulunmaktadır.




Güneş dışı gezegen

"Güneş dışı gezegen listeleri için: Güneş dışı gezegenler dizini, Sıradışı Güneş dışı gezegenler dizini ve Doğrulanmış Güneş dışı gezegenler dizini'ne bakınız."

Güneş dışı gezegen ya da ötegezegen, Güneş Sistemi'nin dışında ve başka bir yıldızın yörüngesinde bulunan gezegendir. 4 Mayıs 2017 itibarı ile 3610 güneş ötesi gezegen (2704 gezegen sistemi, 610 çoklu gezegen sistemi) algılanmış ve doğrulanmıştır. Bu gezegenlerin büyük birçoğunluğu fiili görüntülemeden ziyade doğrudan olmayan çeşitli yöntemlerle saptandı. Bunların çoğu Jüpiter'i andıran şekilde büyük kütleli dev gezegenlerdir, bununla birlikte muhtemelen bu algılama teknolojisinin sınırlı olmasından kaynaklıdır. Henüz doğrulanmamış yeni saptamalar daha küçük dünyaların çok daha yaygın olduğu fikrini veriyor.

Güneş dışı gezegenler 19. yüzyılın ortasında bilimsel araştırma konusu haline geldi. Astronomlar genellikle bu gezegenlerin var olduklarını farzediyorlardı ancak ne kadar yaygın olduklarını ya da Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerle ne derecede benzerlik gösterdiklerini bilmiyorlardı. Doğrulanmış ilk keşif 1990'larda yapıldı ve 2000'den beri her yıl 15'ten fazla yeni keşif yapıldı. Keşif sıklığı 2007'de keşfedilen 67 gezegenle artış gösterdi. Tahminlere göre güneş benzeri yıldızların en az %10'u gezegenlere sahip ve gerçek oran çok daha yüksek olabilir.

Güneş dışı gezegenlerin keşfi dünya dışı yaşamla ilgili soruları şiddetlendirdi. Şu an için kırmızı cüce Gliese 581'in üçüncü gezegeni ve yörüngesi çevrelediği yıldızın yaşanabilir bir bölgesine yakın bulunan Gliese 581 d (Dünya'dan yaklaşık olarak 20 ışık yılı uzaklıkta) henüz keşfedilen muhtemel yerbenzeri gezegenlerin en iyi örneği olarak görünüyor. Bu katı koşullardan gidilirse gezegenin konumu yaşanabilir bölgenin dışında görünüyor, ancak sera etkisi gezegenin yüzey sıcaklığını yükselterek suyun varlığını destekleyebilir.

İlk yayımlanan ve sonrasında da doğrulanan keşif Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, G. A. H. Walker ve S. Yang tarafından 1988'de yapıldı. Astronomların radyal hız gözlemleri Gama Cephei yıldızının yörüngesindeki bir gezegenin varlığını işaret ediyordu.

Gezegenler yörüngesinde dolandıkları yıldızlara oranla oldukça zayıf ışık kaynaklarıdır. Görünür dalga boylarında gezegenler yıldızların parlaklığının milyonda birinden daha az parlaklığa sahiptir. Bu derece zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak yıldız onu temizleyen bir parlaklığa sebep olur.

Bu sebeplerden dolayı şimdiki teleskoplar sadece istisnai durumlarda doğrudan görüntüleme yapabilirler. Özellikle gezegen büyükse (Jüpiter'den epeyce büyükse), yörüngesinde bulunan yıldıza oldukça mesafeliyse ve kızılötesi ışın yayınlayabilecek kadar sıcaksa mümkün olabilir.

Bilinen güneş sistemi dışındaki gezegenlerin çok büyük bir kısmı dolaylı yöntemler yoluyla keşfedildi:


Birkaç istisnai durum sayılmazsa, bilinen bütün güneş dışı gezegen adayları yer konuşlu teleskopların kullanılmasıyla bulundu. Bununla birlikte yöntemlerin çoğu, teleskopların hareketli atmosferin yukarısına yerleştirilmesiyle daha iyi sonuç verebilirler. COROT (Aralık 2006'da fırlatıldı) güneş dışı gezegen araştırmasına tahsis edilen tek aktif uzay projesidir. Hubble Uzay Teleskobu da birkaç gezegen buldu veya doğruladı. Bunun dışında Kepler, New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder ve PEGASE gibi birçok planlanan ve önerilen uzay projeleri de mevcuttur.

Güneş dışı gezegenleri adlandırmanın en yaygın yolu, küçük farklar dışında çift yıldızlarınki ile benzerdir (yıldızlar için bir büyük harf kullanılırken gezegenler için küçük harf kullanılır). Yıldızın isminin sonuna sistemde bulunan birinci gezegen için "b" harfi kullanılır (51 Pegasi b). Sistemde bulunan bir sonraki gezegen alfabenin bir sonraki harfi ile işaretlenir. Örneğin 51 Pegasi çevresinde bulunan diğer gezegen "51 Pegasi c" sonraki de "51 Pegasi d" adlarıyla listelenebilir. Eğer iki gezegen aynı zaman zarfında keşfedilmişse yıldıza en yakın olanı sıradaki harfi alır. Örneğin Gliese 876 sisteminde en son keşfedilen gezegen yıldıza Gliese 876 b ve Gliese 876 c'den daha yakın olmasına rağmen Gliese 876 d adıyla anılır. 55 Cancri f gezegeni şu anda adında "f" bulunan ilk ve tek gezegendir (55 Cancri sisteminde bulunan beşinci gezegen). Şimdilik "f"nin ötesinde kullanılan başka bir harf yoktur.

Sadece iki gezegen sisteminde "olağan dışı" bir şekilde isimlendirilmiş gezegenler bulunur. 1995'te 51 Pegasi b'nin keşfinden önce iki atarca gezegen (PSR B1257+12 B ve PSR B1257+12 C) ölü yıldızlarının pulsar zamanlamasıyla bulundular. Ozamanlarda gezegen isimlendirmenin resmi bir yolu olmadığından gezegenler (günümüzdekine benzer bir şekilde) B ve C olarak anıldılar. Ancak adlandırmada, muhtemelen çift yıldızlar için uygulanan yolla, büyük harfler kullanılmıştı. Üçüncü bir gezegen keşfedildiğinde PSR B1257+12 A olarak isimlendirildi (kullanılan mantık basitçe bu gezegenin diğer ikisine oranla yıldıza daha yakın olmasından kaynaklıdır). Bazı adlandırmalarda (genellikle bilim kurguda) gezegenin yıldıza göre konumları göz önüne alınarak Roma rakamları kullanılır, ancak yukarıdaki sebepten bu pratik bir yöntem değildir.

Eğer bir gezegen çift yıldız olmayan bir sistemin etrafında dönüyorsa yıldızın harfi gezegenin adına eklenir. Eğer gezegen sistemdeki ilk yıldızın yörüngesinde dönüyorsa ve ikincil yıldızlar gezegenden sonra keşfedilmiş veya birincil yıldıza ve gezegene göreli olarak uzaksa isim genellikle ihmal edilir. Örneğin Tau Boötis b bir çift yıldız sisteminin yörüngesindedir, ancak ikincil yıldız hem daha sonra keşfedildiği için hem de gezegene ve birincil yıldıza uzak olduğu için "Tau Boötis Ab" terimi neredeyse hiç kullanılmaz. Ancak (16 Cygni Bb ve 83 Leonis Bb gibi durumlarda) eğer gezegen sistemdeki ikincil yıldızın yörüngesindeyse yıldızın adı her zaman kullanılır. Bazı gezegenler Güneş Sistemi'ndeki gezegenlere benzer ancak resmi olmayan adlar almışlardır. Bu gezegenlerin en meşhurlarından bazıları; Osiris (HD 209458 b), Bellerophon (51 Pegasi b) ve Methuselah (PSR B1620-26 b) şeklinde isimlendirilmiştir.

Uluslararası Astronomi Birliği'nin gezegen tanımına göre bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönmelidir. Bununla birlikte UAB'nin şu andaki "gezegen" tanımı sadece bizim güneş sistemimizi hesaba katar ve bütün güneş dışı gezegenler şimdilik bu tanımdan ayrı tutulur. Güneş dışı gezegenin tanımı takip eden kriterlerle 2001'de belirlendi ve son olarak 2003'te modifiye edildi:

Ayrıca boşlukta dolanan (herhangi bir yıldızın yörüngesinde bulunmayan) ve "başıboş gezegen" ya da "yıldızlararası gezegen" olarak anılan gezegenimsi kütleye sahip cisimler de rapor edildi. Ancak bu cisimler "gezegen" tanımına uymadıkları için bu maddenin konusu değillerdir.

En bilinen Güneş dışı gezegenler kabaca Güneş'e benzeyen F, G veya K spektral sınıfındaki anakol yıldızlarının yörüngesindedirler. Bu da basitçe gezegen araştırma programlarının bu tür yıldızlar üzerinde yoğunlaşmasının sebeplerinden biridir. Ancak bu hesaba katıldığında bile istatiksel analizler düşük kütleli yıldızların (M spektral sınıfından kırmızı cüce) gezegene sahip olma ihtimalinin de düşük olduğunu veya sahip olanların da gezegenleri daha düşük kütleye sahip olacağı için tespit edilmesinin zor olacağını gösterir. Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yapılan son gözlemler, "O" spektral sınıfındaki yıldızların Güneş'ten çok daha sıcak olduğunu ve photo-evaporation etkisine yol açan bu özelliğin de gezegen oluşumunu engellediğini gösteriyor.

Yıldızlar başlıca hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerden oluşurlar. Ayrıca küçük kesirlerde, demir gibi ağır elementler içerirler. Bu kesir miktarına yıldızın metalliği denir. Metalliği yüksek olan yıldızların gezegene sahip olma ihtimali daha yüksektir ve bunlar daha düşük metalliğe sahip yıldızlara göre daha fazla kütleye sahip olma eğilimindedir.

Titiz spektral gözlemlerde F2 sınıfı yıldızlarından sonra dönme hızının aniden düştüğü bulundu. Güneş'in G sınıfından bir yıldız olduğu dikkate alınmalıdır (F2'de