Аріель — один із найменших кулястих супутників у Сонячній системі (14-й за розміром із 19). Серед супутників Урана він четвертий за розміром (із п'яти великих супутників менша від нього лише Міранда) і має рекордне альбедо. Він складається приблизно наполовину з льоду і наполовину з кам'янистих порід і, цілком можливо, диференційований на кам'яне ядро і крижану мантію. Як і всі великі супутники Урана, Аріель, ймовірно, утворився з акреційного диска, що оточував планету деякий час після її формування. У Аріеля складний рельєф поверхні — сильно кратеровані ділянки перетинаються обривами, каньйонами і гірськими хребтами. На ньому є молодші, ніж на інших супутниках Урана, сліди геологічної активності. Джерелом енергії для неї, швидше за все, було припливне нагрівання.
Орбіта Аріеля, як і інших великих супутників Урана, лежить у площині екватора планети. Тому ці супутники піддаються екстремальним сезонним змінам освітленості.
Назву «Аріель» разом із назвами ще трьох супутників Урана, відомих на той час, запропонував Джон Гершель 1852 року на прохання Лассела[19]. Лассел підтримував схему Гершеля 1847 року для позначення семи відомих на той час супутників Сатурна та назвав відкритий ним 1848 року восьмий супутник Гіперіон згідно з цією схемою.
Серед п'яти великих супутників Урана Аріель другий за віддаленістю від планети.[a 1] Він рухається на відстані 190 000 км від планети. Ексцентриситет орбіти та її нахил до екватора Урана дуже малі[20]. Орбітальний період становить близько 2,5 земних днів і збігається з періодом обертання. Таким чином, Аріель завжди обернений до Урана одним боком[21]. Орбіта Аріеля цілком лежить всередині магнітосфери Урана[22]. Тому з його веденою півкулею постійно зіштовхуються частинки магнітосферної плазми, які рухаються по орбіті набагато швидше Аріеля (з періодом, що дорівнює періоду осьового обертання Урана). Мабуть, це й призводить до потемніння веденої півкулі[23]. Ця особливість спостерігається в усіх великих супутників Урана, крім Оберона[22].
Оскільки Уран обертається навколо Сонця «на боці», а орбіти його супутників лежать в екваторіальній площині планети, зміна пір року на них дуже своєрідна. Кожен полюс Аріеля 42 роки перебуває в темряві і 42 роки — неперервно освітлений, причому під час сонцестояння на полюсі Сонце майже досягає зеніту[22]. Проліт «Вояджера-2» 1986 року збігся з сонцестоянням у південній півкулі, і при цьому майже вся північна була в тіні. Раз на 42 роки — під час рівнодення на Урані — Земля перебуває поблизу його екваторіальної площини, і тоді з Землі можна спостерігати взаємні покриття його супутників. Декілька таких подій спостерігалося у 2007—2008 роках (зокрема, покриття Аріеля Умбріелем 19 серпня 2007 року)[24].
Наразі Аріель не перебуває в орбітальному резонансі з жодним іншим супутником Урана. У минулому, імовірно, був резонанс 5:3 із Мірандою, який міг бути причиною нагрівання останньої (хоча нагрівання надр Міранди через її резонанс 1:3 з Умбріелем було приблизно втричі більшим)[25]. Аріель, ймовірно, колись був у резонансі 4:1 з Титанією, з якого пізніше вийшов[26]. Супутникам Урана набагато простіше вийти з орбітального резонансу, ніж аналогічним за масою супутникам Сатурна чи Юпітера, через менше полярне стиснення Урана[26]. Резонанс, в якому, імовірно, перебував Аріель 3,8 млрд років тому, збільшив ексцентриситет орбіти. Результатом цього стало тертя в надрах Аріеля через регулярну зміну величини припливних сил, що могло призвести до нагрівання надр супутника на 20°[26].
Склад і внутрішня будова
Аріель — четвертий за величиною і, можливо, третій за масою супутник Урана.[a 2] Його густина становить 1,66 г/см3[27]; це вказує на те, що супутник складається приблизно з рівних частин водяного льоду і щільніших порід[28]. Останні можуть складатися з каменю та вуглецевого матеріалу, в тому числі з високомолекулярних органічних сполук, що називаються толінами[21]. З використанням інфрачервоної спектроскопії на поверхні виявлений водяний лід[22]. Його абсорбційні смуги сильніше виражені на ведучій півкулі (спрямованій у бік руху по орбіті)[22]. Причини такої асиметрії невідомі, але вважається, що вона викликана бомбардуванням поверхні зарядженими частинками з магнітосфери Урана, яке діє на задню півкулю[22]. Ці іони розпилюють лід, розкладаючи метан, який міститься в ньому (та утворює клатрат) і діють на інші органічні речовини, залишаючи темний залишок, багатий вуглецем[22].
Крім водяного льоду, з допомогою інфрачервоної спектроскопії на Аріелі був виявлений вуглекислий газ (CO2), який сконцентрований переважно на веденій півкулі. На цьому супутнику Урана він проглядається в ході таких спостережень краще (і був відкритий раніше), ніж на всіх інших[22]. Походження вуглекислого газу не зовсім зрозуміле. Він міг утворитися на поверхні з карбонатів чи органічних речовин під дією сонячного ультрафіолетового випромінювання чи іонів, що прибувають із магнітосфери Урана. Останнє може пояснити асиметрію в розподілі вуглекислого газу по поверхні супутника, тому що ці іони бомбардують саме ведену півкулю. Інше можливе джерело — дегазація водяного льоду в надрах Аріеля. В такому випадку вивільнення CO2 може бути наслідком колишньої геологічної активності супутника[22].
Враховуючи розмір Аріеля, співвідношення в ньому льоду і каменю та можлива наявність солі чи аміаку (які понижують температуру замерзання води), можна зробити висновок, що супутник може бути диференційований на кам'яне ядро і крижану мантію[28]. Якщо це так, то маса ядра становить приблизно 56 % маси Аріеля, а його радіус — 64 % от радіуса супутника (близько 372 км). Ці параметри розраховані виходячи зі складу Аріеля. Тиск у центрі супутника становить близько 0,3 ГПа(3 кбар)[28]. Поточний стан крижаної мантії незрозумілий, але існування підземного океану вважається малоймовірним[28].
Походження та еволюція
Як і всі головні супутники Урана, Аріель, ймовірно, сформувався з акреційного диска газу і пилу, який або існував навколо Урана протягом якогось часу після формування планети, або з'явився при величезному зіткненні, яке, скоріш за все, і дало Урану дуже великий нахил осі обертання[29]. Точний склад туманності невідомий, однак вища густина супутників Урана у порівнянні з супутниками Сатурна вказує на те, що вона, ймовірно, містила менше води[21]. Значні кількості вуглецю та азоту можуть перебувати у вигляді оксиду вуглецю (CO) і молекулярного азоту (N2), а не метану та аміаку[29]. Супутник, що сформувався з такої туманності, повинен містити меншу кількість водяного льоду (з клатратами CO і N2) та більшу кількість кам'янистих порід, що пояснювало б його високу густину[21].
Утворення Аріеля шляхом акреції, ймовірно, тривало протягом кількох тисяч років[29]. Зіткнення, що супроводжували акрецію, викликали нагрівання зовнішніх шарів супутника. Максимальна температура (близько 195 K) була досягнута на глибині близько 31 км[30]. Після завершення формування зовнішній шар охолонув, а внутрішній почав нагріватися через розпад радіоактивних елементів[21]. Поверхневий шар за рахунок охолодження стискався, у той час як внутрішній за рахунок нагрівання розширювався. Це викликало сильні напруження в корі Аріеля (за оцінками, до 30 МПа), що, ймовірно, і призвело до утворення численних розломів[31], в тому числі, можливо, частини видимих сьогодні[32]. Цей процес мав тривати близько 200 млн років[31].
Тепла від початкової акреції та розпаду радіоактивних елементів могло вистачити для плавлення льоду, якщо в ньому є які-небудь антифризи — аміак чи сіль[30]. Танення могло призвести до відділення льоду від каменю й формування кам'яного ядра, оточеного крижаною мантією[28]. На їхній межі міг з'явитися шар рідкої води, насиченої аміаком. Евтектична температура їхньої суміші — 176 К[28]. Але, скоріш за все, цей підземний океан давно замерз. Розширення, яке супроводжувало замерзання, могло призвести до розтріскування кори, появи каньйонів і згладжування давніших деталей рельєфу[32]. До свого замерзання вода, можливо, виривалася на поверхню (процес, відомий як кріовулканізм) і затоплювала дно каньйонів[30].
Моделювання термічної історії супутника Сатурна Діони, яка схожа на Аріель за розмірами, густиною і поверхневою температурою, припускає, що конвекція в надрах Аріеля (попри їх твердий стан), імовірно, тривала протягом мільярдів років. Температура вище 173 К (точки плавлення розчину аміаку) біля поверхні супутника зберігалася протягом кількох сотень мільйонів років після його утворення, а ближче до ядра — протягом мільярда років[32].
Зображення Аріеля зблизька отримав лише «Вояджер-2» 1986 року під час прольоту біля Урана та його супутників. Мінімальна відстань між зондом та Аріелем — 127 000 км — була досягнута 24 січня 1986 року[36]. Із супутників Урана «Вояджер-2» тісніше зближувався лише з Мірандою[37]. Найкращі знімки Аріеля мають роздільність близько 2 км[32]. Зображення вкривають лише 40 % поверхні, і лише 35 % відзняті достатньо добре для геологічного картування та підрахунку кратерів[32]. Дослідити вдалося лише південну півкулю супутника (північна в той час перебувала в тіні)[21]. Жоден інший космічний апарат не відвідував Аріель і взагалі систему Урана; не планується відвідування й у найближчому майбутньому[38].
26 липня 2006 року космічний телескоп «Габбл» зняв проходження Аріеля по диску Урана. При цьому було видно тінь від супутника на хмарах планети. Такі події рідкісні і можуть спостерігатися лише під час рівнодень на Урані, коли площина орбіти Аріеля перетинає внутрішню частину Сонячної системи, де розташована Земля[39]. Інше проходження (2008 року) було зареєстровано Європейською південною обсерваторією[40].
Поверхня
Аріель вкритий звивистими каньйонами та долинами. Його каньйони є широкими грабенами[41]. Є великі ділянки, де дуже мало ударних кратерів. Це вказує на геологічну активність супутника, принаймні у відносно недавньому минулому. Поверхня супутника в багатьох місцях вкрита відкладами дуже світлої речовини, мабуть, водяного інею. Висота стінок рифтових долин досягає 10 км. Деякі ділянки гладенькі, ніби вкриті рідким брудом, що може свідчити про потоки рідини в геологічно недавньому минулому. Це може бути і пластичний лід (подібно до льодовиків на Землі, які повільно «течуть»), але при настільки низьких температурах для досягнення пластичності водяний лід має бути змішаний з іншими речовинами, наприклад, аміаком і метаном. Не виключена наявність кріовулканізму[42].
Назви деталей рельєфу на вивченому боці Аріеля[43] (назви взяті з фольклору та міфів різних народів)
Назва
Тип
Максимальний розмір (км)
Широта (°)
Довгота (°)
Названо на честь
Каньйони Качіна
Система каньйонів
622
−33,7
246
Качина — духи в космології та релігії початково західних пуебло, пізніше — і ряду інших народів
Аріель — найсвітліший супутник Урана. Його альбедо Бонда становить 23 %, а геометричне альбедо — 53 %[44]. Поверхня Аріеля демонструє сильний опозиційний ефект: при збільшенні фазового кута з 0° до 1° відбивальна здатність зменшується з 53 % до 35 %[44]. Колір поверхні цього супутника майже сірий[45] і не залежить ні від альбедо, ні від рельєфу. Наприклад, у каньйонів такий самий колір, як і у кратерованих ділянок. Однак яскраві викиди зі свіжих кратерів трохи синіші[45][46]. Крім того, на поверхні є декілька трохи синіших плям. В рельєфі вони, мабуть, ніяк не виражені[46]. Ведена півкуля в цілому червоніша, ніж ведуча приблизно на 2 %[46].
Деталі рельєфу
На поверхні Аріеля є три основних типи ділянок: гладенькі, кратеровані та пересічені каньйонами[32]. Найбільш звичні деталі рельєфу — ударні кратери, каньйони, обриви зі зсувами, гірські хребти та западини[43].
Південний полюс Аріеля оточує сильно кратерована область, найбільша на цьому супутнику. Це найстаріша ділянка його поверхні[32]. Область покрита мережею обривів, каньйонів (грабенів) та вузьких гірських хребтів, переважно розташованих у середніх широтах[32]. Каньйони (лат.chasma, мн. chasmata)[47], ймовірно, є грабенами, які сформувалися при глобальному розтягові кори. Він був викликаний замерзанням води (ймовірно, з домішкою аміаку) в надрах супутника[21][32]. Каньйони переважно простягаються на схід або північний схід і досягають 15—50 км у ширину[32]. Дно багатьох каньйонів випукле і припідняте на 1—2 км[47]. Іноді дно відділене від стін каньйону розломами шириною близько 1 км[47]. По центрі найширших грабенів проходять канавки, названі долинами (лат.vallis, мн. valles)[21]. Найдовша система каньйонів Аріеля — каньйони Качіна: їхня протяжність становить понад 620 км (під час спостережень «Вояджера-2» вони виходили за термінатор, тому їхня повна довжина невідома)[43][48].
Інший основний тип ландшафту — місцевість, пересічена хребтами та западинами. Такі ділянки мають форму смуг, що обрамляють кратеровані області та ділять їх на багатокутні частини. Ширина цих смуг — 25—70 км. Хребти та розломи всередині кожної з них сягають довжини 200 км і розташовані один від одного на відстані 10—35 км. Смуги пересіченої місцевості часто продовжуються каньйонами і, ймовірно, можуть бути результатом іншої реакції кори на ту ж саму розривну напруженість[32].
Наймолодші ділянки Аріеля — гладенькі відносно низовинні рівнини. Вони розташовуються на дні каньйонів, а також у декількох низовинах всередині кратерованих областей[21]. В останньому випадку вони також мають різкі краї, іноді лопатеподібної форми[32]. Судячи з різного ступеня кратерованості таких рівнин, вони утворилися в різний час[32]. Їх походження, швидше за все, вулканічне: кратери на них нагадують щитові вулкани на Землі, а різкі краї вказують на те, що вивержена рідина була дуже в'язкою. Можливо, це була переохолоджена вода чи аміачний розчина, а можливо, і твердий лід[47]. Товщина цього гіпотетичного потоку кріолави оцінюється в 1—3 км[47]. Тому каньйони, ймовірно, були сформовані ще в період ендогенної активності на Аріелі[32].
Аріель покритий кратерами рівномірніше, ніж інші супутники Урана, а великих кратерів на ньому відносно мало. Найбільший кратер Аріеля — Янгур[en] — має всього 78 км в діаметрі[43]. Це вказує на те, що його поверхня набула сучасного вигляду відносно недавно: у якийсь період його історії вона суттєво оновилася[32]. Вважається, що джерелом енергії для тектонічної активності Аріеля було припливне нагрівання у той час, коли його орбіта була сильніше витягнута[26]. Усі великі кратери на Аріелі мають плоске дно і центральний пік, і лише небагато кратерів оточені яскравими викидами. Багато кратерів є багатокутними — мабуть, на їхню форму вплинула структура кори, що існувала раніше. На кратерованих ділянках є декілька великих (порядку сотень кілометрів у діаметрі) світлих плям, які можуть бути зруйнованими ударними кратерами. Якщо це так, вони подібні до палімпсестів[en] на супутнику ЮпітераГанімеді[32]. Зокрема, вважається, що кругла 245-кілометрова западина, розташована на 10° пд. ш., 30° сх. д., — це сильно зруйнований великий кратер[49].
Примітки
↑П'ятьма найбільшими супутниками Урана є (у порядку віддаленості від Урана) Міранда, Аріель, Умбіель, Титанія та Оберон.
↑Lassell, W. (1851). On the interior satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15—17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. (англ.)
↑Herschel, William (1798). On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88 (0): 47—79. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005. (англ.)
↑Holden, E.S. (1874). On the inner satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 35: 16—22. Bibcode:1874MNRAS..35...16H. (англ.)
↑Lassell, W. (1874). Letter on Prof. Holden's Paper on the inner satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 35: 22—27. Bibcode:1874MNRAS..35...22L. (англ.)
↑Kuiper, G. P. (1949). The Fifth Satellite of Uranus. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. (англ.)
↑Lassell, W. (1852). Beobachtungen der Uranus-Satelliten. Astronomische Nachrichten. 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325.
↑Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities. Icarus. 85 (2): 394—443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. (англ.)
↑Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data. The Astronomical Journal. 103 (6): 2068—78. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. (англ.)
↑ абвMousis, O. (2004). Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition. Astronomy & Astrophysics. 413: 373—380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515. (англ.)
↑ абвSquyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research. 93 (B8): 8, 779—94. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779. (англ.)
↑ абHillier, J.; Squyres, Steven (1991). Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research. 96 (E1): 15, 665—74. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401. (англ.)
↑Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. The Elusive Moons of Uranus. Sky&Telescope. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 4 січня 2011. (англ.)
↑Voyager Mission Description. The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА)(англ.). Інститут SETI. 19 лютого 1997. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 19 квітня 2014. (англ.)
↑Uranus and Ariel. Hubblesite (News Release 72 of 674). 26 липня 2006. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 14 грудня 2006. (англ.)
↑Uranus and satellites. European Southern Observatory. 2008. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 27 листопада 2010. (англ.)
↑Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results»// Science — № 233 (4759)— 1986. — Pp. 43-64. на сайті журналу Science [Архівовано 24 вересня 2015 у Wayback Machine.] (англ.)
↑Kargel, J. S. (1994). Cryovolcanism on the icy satellites. Earth, Moon, and Planets(англ.). 67 (1-3): 101—113. Архів оригіналу за 23 травня 2017. Процитовано 7 вересня 2016. (англ.)
↑ абвгInternational Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Ariel. Nomenclature Search Results(англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Архів оригіналу за 15 березня 2013. Процитовано 10 березня 2013. (англ.)
↑ абBell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, 12–16 Mar. 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. с. 473—489. Архів оригіналу(Conference Proceedings) за 3 травня 2019. Процитовано 9 вересня 2016. (англ.)
↑ абвгдSchenk, P. M. (1991). Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition. Journal of Geophysical Research. 96: 1887. Bibcode:1991JGR....96.1887S. doi:10.1029/90JB01604. (сторінки 1893—1896) (англ.)
↑Stryk T. (13 травня 2008). Revealing the night sides of Uranus' moons. The Planetary Society Blog. The Planetary Society. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 28 червня 2011. (англ.)
Artikel ini perlu diterjemahkan dari bahasa Inggris ke bahasa Indonesia. Artikel ini ditulis atau diterjemahkan secara buruk dari Wikipedia bahasa Inggris. Jika halaman ini ditujukan untuk komunitas bahasa Inggris, halaman itu harus dikontribusikan ke Wikipedia bahasa Inggris. Lihat daftar bahasa Wikipedia. Artikel yang tidak diterjemahkan dapat dihapus secara cepat sesuai kriteria A2. Jika Anda ingin memeriksa artikel ini, Anda boleh menggunakan mesin penerjemah. Namun ingat, mohon tidak men...
Alan Greenspan, Ketua Dewan Gubernur Federal Reserve Amerika Serikat (1987—2006) Dalam kebijakan moneter Amerika Serikat, istilah Fedspeak (juga dikenal dengan nama Greenspeak) adalah sesuatu yang disebut Alan Blinder sebagai dialek bahasa Inggris kelewatan yang dipakai oleh ketua Dewan Federal Reserve dengan mengeluarkan pernyataan bertele-tele, meragukan, dan ambigu.[1][2][3] Strategi yang sering dipakai oleh Alan Greenspan ini bertujuan mencegah pasar keuangan ber...
Anne WiazemskyAnne Wiazemsky pada Il seme dell'uomo (1969).Lahir(1947-05-14)14 Mei 1947Berlin, JermanMeninggal5 Oktober 2017(2017-10-05) (umur 70)Paris, PerancisPekerjaanaktris, penulisTahun aktif1966–1988Suami/istriJean-Luc Godard (m. 1967; c. 1979) Anne Wiazemsky (14 Mei 1947 – 5 Oktober 2017) adalah seorang aktris dan novelis.[1] Dari keluarga ibunya, dia adalah cucu dari penulis novel dan dramawan Fra...
.sv البلد السلفادور الموقع الموقع الرسمي تعديل مصدري - تعديل sv. هو نطاق إنترنت من صِنف مستوى النطاقات العُليا في ترميز الدول والمناطق، للمواقع التي تنتمي إلى السلفادور.[1][2] مراجع ^ النطاق الأعلى في ترميز الدولة (بالإنجليزية). ORSN [الإنجليزية]. Archived from the original o...
Whipping as a punishment Whipping redirects here. For the 2017 Kiiara song, see Whippin. For the cell appendage, see Flagellum. For the knot used to prevent the fraying of a rope, see Whipping knot. This article needs additional citations for verification. Please help improve this article by adding citations to reliable sources. Unsourced material may be challenged and removed.Find sources: Flagellation – news · newspapers · books · scholar · JSTOR (Ju...
Yorai Lahav-Hertzanu Faksi yang diwakili dalam Knesset Informasi pribadiLahir5 Agustus 1988 (umur 35)Tel Aviv, IsraelSunting kotak info • L • B Yorai Lahav-Hertzano (Ibrani: יוֹרַאי לַהַב־הֵרְצָנוּ, lahir 5 Agustus 1988) adalah seorang politikus asal Israel. Ia kini menjabat sebagai anggota Knesset mewakili Yesh Atid. Pranala luar Wikimedia Commons memiliki media mengenai Yorai Lahav-Hertzanu. Yorai Lahav-Hertzanu di situs web Knesset (Inggris)
Iraqi Shia militia Kata'ib Sayyid al-Shuhadaكتائب سيد الشهداءKata'ib Sayyid al-Shuhada flag and logoLeadersAbu Ala al-Walai[1]Abu Mustafa al-Sheibani[2]Dates of operation2013–present[3]Allegiance IraqGroup(s) Liwa al-Sayyida Ruqayya (The Ja'afari Force)[4] Active regionsSaladin Governorate[5]Damascus Governorate[3]Daraa Governorate[3]IdeologyShia IslamismWilayat al Faqih[6]KhomeinismAnti-ZionismSize10,0...
هنودمعلومات عامةنسبة التسمية الهند التعداد الكليالتعداد قرابة 1.21 مليار[1][2]تعداد الهند عام 2011ق. 1.32 مليار[3]تقديرات عام 2017ق. 30.8 مليون[4]مناطق الوجود المميزةبلد الأصل الهند البلد الهند الهند نيبال 4,000,000[5] الولايات المتحدة 3,982,398[6] الإمار...
هذه المقالة بحاجة لصندوق معلومات. فضلًا ساعد في تحسين هذه المقالة بإضافة صندوق معلومات مخصص إليها. يفتقر محتوى هذه المقالة إلى الاستشهاد بمصادر. فضلاً، ساهم في تطوير هذه المقالة من خلال إضافة مصادر موثوق بها. أي معلومات غير موثقة يمكن التشكيك بها وإزالتها. (فبراير 2016) الطري�...
Chemical compound FenisorexClinical dataATC codeNoneIdentifiers IUPAC name (1R,3R)-7-fluoro-N-methyl-1-phenyl-3,4-dihydro-1H-isochromen-3-amine CAS Number34887-52-0PubChem CID36983ChemSpider33935UNIIC0P8MP2SR5CompTox Dashboard (EPA)DTXSID801031957 Chemical and physical dataFormulaC16H16FNOMolar mass257.308 g·mol−13D model (JSmol)Interactive image SMILES CN[C@H]1Cc2ccc(cc2[C@H](O1)c3ccccc3)F InChI InChI=1S/C16H16FNO/c1-18-15-9-12-7-8-13(17)10-14(12)16(19-15)11-5-3-2-4-6-11/h2-8,10,15-1...
Football tournamentRoyal LeagueFounded2004Abolished2007RegionScandinaviaNumber of teams12Last championsBrøndby IFMost successful club(s)F.C. Copenhagen (2 titles) The Royal League was an annual Scandinavian football tournament held three times between teams from the three Scandinavian monarchies (Denmark, Sweden, and Norway), starting after the end of the regular domestic seasons of Norway and Sweden. Denmark, however, was in mid-season when the tournament started. The four best-placed teams...
National group in Egypt Ethnic group Chinese people in EgyptTotal population6,000–10,000 (2007)[1]Regions with significant populationsCairo · Alexandria[2]Related ethnic groupsOverseas Chinese Chinese people in Egypt form one of the smaller groups of overseas Chinese; however, they are a very diverse community with a history reaching back for over a century.[3] Students Republic of China Chinese muslim General Ma Bufang with his family in w:Egypt 1954. ...
State Legislative Assembly Constituency in Tamil Nadu PennagaramConstituency No. 58 for the Tamil Nadu Legislative AssemblyConstituency detailsCountryIndiaRegionSouth IndiaStateTamil NaduDistrictDharmapuriLS constituencyDharmapuriTotal electors2,46,772[1]Member of Legislative Assembly16th Tamil Nadu Legislative AssemblyIncumbent G. K. Mani Party PMKElected year2021 Pennagaram is a state assembly constituency in Dharmapuri district in Tamil Nadu, India.[2] Its State ...
Halaman ini berisi artikel tentang film dokumenter tahun 1966. Untuk penggunaan lain, lihat Endless Summer (disambiguasi). The Endless SummerPoster rilis layar lebarSutradaraBruce BrownProduserBruce BrownDitulis olehBruce BrownPemeranMike HynsonRobert AugustMiki DoraNaratorBruce BrownPenata musikThe SandalsSinematograferBruce BrownPenyuntingBruce BrownDistributorCinema VMonterey MediaTanggal rilis 15 Juni 1966 (1966-06-15) Durasi95 menitNegaraAmerika SerikatBahasaInggrisAnggaran$50...
Widely used analogy for explaining electrical circuits Not to be confused with Aircraft flight dynamics § Analogies. For other uses, see Analogy (disambiguation). Analogy between a hydraulic circuit (left) and an electronic circuit (right). Electronic-hydraulic analogies are the representation of electronic circuits by hydraulic circuits. Since electric current is invisible and the processes in play in electronics are often difficult to demonstrate, the various electronic components are...
Emi Nakajima Informasi pribadiNama lengkap Emi NakajimaTanggal lahir 27 September 1990 (umur 33)Tempat lahir Prefektur Shiga, JepangPosisi bermain GelandangKarier senior*Tahun Tim Tampil (Gol)2009– INAC Kobe Leonessa 152 (25)Tim nasional2011– Jepang 46 (9) * Penampilan dan gol di klub senior hanya dihitung dari liga domestik Emi Nakajima (中島 依美, lahir 27 September 1990) adalah seorang pemain sepak bola Jepang. Statistik [1] Jepang Tahun Tampil Gol 2011 2 0 2012 0 0 2...
Bagian dari seri tentangEkaristi Perjamuan Kudus • Komuni Unsur Roti Anggur Ritual dan liturgi Liturgi Ilahi Perjamuan Tuhan Pemecahan Roti Misa Requiem Solemnis Konsekrasi/Anafora Epiklesis Kisah Institusi Anamnesis Amalan dan kebiasaan Meja Tertutup dan Terbuka Perjamuan kudus dalam dua rupa Adorasi Disiplin Pengucapan Syukur Sakramen cadangan Pesta Corpus Christi Komuni Pertama Komuni kanak-kanak Viaticum Wadah Patena Piala Sejarah Asal mula Ekaristi Akar Sejarah Teologi Kehadiran Nyata ...
Sebuah vektor dari A ke B. Vektor spasial atau vektor Euclides; biasa disebut vektor dalam matematika dan fisika adalah objek geometri yang memiliki besar dan arah.[1] Vektor dilambangkan dengan tanda panah (→). Besar vektor proporsional dengan panjang panah dan arahnya bertepatan dengan arah panah. Vektor dapat melambangkan perpindahan dari titik A ke B.[2] Vektor sering ditandai sebagai A B → . {\displaystyle {\overrightarrow {AB}}.} [3] Sistem koordinat dig...