(PDF) Kulturális megosztottság és demokrácia | Salat Levente - mi-lenne.hu

Áttekintés a qopton bináris opcióiról. ” MOTIVATION – ATTENTION – DISCIPLINE” by Namesztovszki - Issuu

Kiss L. Bevezetés 3 2. Spitzer-fotometria B. Analitikus pormodell-illesztés 2 4 1.

TÁJÉKOZTATÓ A BME TERMÉSZETTUDOMÁNYI KARÁRA FELVÉTELT NYERT MATEMATIKUS HALLGATÓK SZÁMÁRA

Bevezetés A csillagok életének lefolyását elsősorban kezdeti tömegük nagysága határozza meg. Bár éles határvonalat nem igazán lehet megállapítani, az általánosan elfogadott definíció szerint nagy tömegű csillagokról 8 M -nél nagyobb kezdeti tömeg esetében beszélünk lásd pl.

Woosley és mtsai, ; Poelarends és mtsai, Ezen csillagok közös jellemzője, hogy legbelsőbb tartományaikban a fúziós reakciók egészen a vas-atommagok létrejöttéig végbemennek, életük pedig a vasmag gravitációs összeomlása kollapszusa során bekövetkező, nagy energiájú szupernóva-robbanásban ér véget a becsült határtömeg közelében lévő égitestek esetében előfordulhat, hogy a mag kollapszusa már a neon- vagy az oxigénfúzió beindulása előtt megtörténik. A nagy tömegű csillagok keletkezése és fejlődése, valamint a sorsukat lezáró kataklizmikus események és a létrejövő maradványobjektumok neutroncsillagok, fekete lyukak vizsgálata napjaink asztrofizikájának kiemelt fontosságú területei közé tartoznak.

Bár jóval kevesebb található belőlük, mint a kisebb tömegű csillagokból lásd 2. Fontos szerepük van a kozmikus anyag körforgásában: intenzív légköri kiáramlások formájában folyamatosan, nagy mennyiségben bocsátanak ki részecskéket a környezetükbe, míg a keletkezéstől számított néhány millió év vagy akár ennél áttekintés a qopton bináris opcióiról bináris opciók mutatói m1 idő után bekövetkező szupernóva-robbanások során vasnál nehezebb elemek is létrejönnek, amelyek a nagy sebességgel táguló maradvány részeiként beépülnek az egykori csillag tágabb környezetében lévő csillagközi intersztelláris gázanyagba.

Mivel a csillagközi áttekintés a qopton bináris opcióiról magasabb rendszámú elemekkel való hogyan lehet nagy pénzt keresni egy nyugdíjas számára kezdetektől fogva elsődlegesen a szupernóváknak köszönhető, ezért az újonnan keletkező csillagok egyre nagyobb kezdeti fémtartalmáért az asztrofizikában minden, héliumnál nehezebb elemet fémnek nevezünk is közvetett módon ezek az események felelősek.

A nagy tömegű csillagok életük legnagyobb részében nagy luminozitású fényforrásokként sugároznak, így akár közelebbi extragalaxisokban is azonosíthatóak, és felhasználhatóak azok távolságának meghatározására. Hatványozottan igaz ez a galaxisokkal összemérhető fényességű szupernóva-robbanásokra, amelyek akár kozmológiai léptékű távolságmérésre is alkalmasak.

További fontos tényező, hogy a szupernóvák és maradványaik környezetében földi körülmények között nehezen vagy egyelőre egyáltalán nem megvalósítható jelenségek extrém nagy hőmérséklet, nyomás és mágneses térerősség; plazmában keltődő, nagy sebességű lökéshullámok; relativisztikus sebességgel mozgó részecskék stb.

Az extrém fizikai körülmények miatt ezen objektumok megfigyelése az elektromágneses sugárzás minden tartományában fontos eredményekkel szolgálhat. Vinkó József vezetésével működő asztrofizikai kutatócsoport mintegy másfél évtizede foglalkozik nagy tömegű csillagok késői állapotainak, elsősorban a szupernóva-robbanások jellemzőinek tanulmányozásá- 3 5 val ban, friss doktori ösztöndíjasként csatlakoztam a csoporthoz, fő kutatási témaként pedig a szupernóvák áttekintés a qopton bináris opcióiról a többféle asztrofizikai szempontból molekulaképződés, csillagés bolygókeletkezés, fény-anyag kölcsönhatások jelentősnek számító csillagközi poranyag keletkezésének kapcsolatát kezdtem tanulmányozni.

A nagyon távoli, fiatal állapotukban megfigyelhető galaxisok meglepően magas portartalma, valamint a szupernóva-robbanások elméleti modelljei egyöntetűen azt sugallják, hogy ezen események során nagy mennyiségű, legalább néhány tized naptömegnyi friss por keletkezik.

irodalom bináris opciók

Ugyanakkor a szűkebb kozmikus környezetünkben felrobbant szupernóvák megfigyeléséből származó eredmények egyelőre nem támasztják alá az intenzív porképződésről alkotott teóriákat. Munkám során a Spitzer infravörös-űrtávcső mérési adatait felhasználva először az utóbbi két évtized egyik legközelebbi és legfényesebbnek látszó szupernóvája, az SN dj környezetében kerestem porkeletkezésre utaló jeleket. A fotometriai és spektroszkópiai adatok feldolgozását követően meghatároztam az egyes időpontokhoz tartozó spektrális energiaeloszlásokat, amelyekre feketetest-görbéket, illetve analitikus és numerikus pormodelleket illesztettem.

A modellezések révén következtetéseket tudtam levonni a szupernóva környezetében lévő por fizikai jellemzőivel, összetételével és térbeli eloszlásával kapcsolatban. Az SN dj vizsgálatának tapasztalataira építve ezt követően elvégeztem további tizenkét szupernóva elérhető Spitzer-adatainak elemzését is.

Bináris Opció esettanulmámy

Bár többségükről jóval kevesebb mérési anyag állt rendelkezésre, mint az SN dj-ről, a spektrális energiaeloszlások analízise révén meg tudtam állapítani, hogy a detektált közép-infravörös sugárzás mekkora részben származhat a robbanást követően keletkezett porszemcséktől ben konzulensem, Dr. Az ausztráliai Siding Spring-i Obszervatórium egyik távcsövét használva nagyfelbontású spektrumokat rögzítettünk az LS jelű objektumról, amelyet egy forró, O színképtípusú csillag és egy egyelőre ismeretlen típusú kompakt égitest kettőse alkot.

Az égitestpárost az utóbbi években intenzíven vizsgálták az összes, műszereinkkel lefedhető hullámhossztartományban; ugyanakkor a fő kérdésre, miszerint a kompakt komponens neutroncsillag vagy fekete lyuk-e, egyelőre nem sikerült választ találni.

További érdekesség a rendszerrel kapcsolatban, hogy a röntgentartományban rögzített mérések alapján nincs jele erőteljes korong-akkréciós folyamatoknak, vagyis az anyagáramlás feltehetően más formában zajlik a két komponens között. A spektroszkópiai adatsor feldolgozása és részletes elemzése révén fontos megállapításokat tudtam tenni az LS tulajdonságait illetően.

TÁJÉKOZTATÓ A BME TERMÉSZETTUDOMÁNYI KARÁRA FIZIKA ALAPSZAKRA FELVÉTELT NYERT HALLGATÓK SZÁMÁRA

A kettőscsillagok analíziséhez kifejlesztett Wilson Devinney-kódot használva modellgörbét illesztettem az LS He II vonalaihoz tartozó látóirányú radiális sebességpontokra, így meg tudtam határozni a rendszer főbb keringési és fizikai paramétereit. A kódot használva fénygörbemodelleket is előállítottam, amelyeket összehasonlítottam a MOST-űrtávcső által rögzített, nagy pontosságú optikai fotometriai adatsorral.

A radiálissebesség- és fénygörbemodellezések eredményeit 4 6 felhasználva következtetéseket tudtam levonni többek között a kompakt égitest tömegét és jellegét illetően is. Meghatároztam a H- és He-vonalak ekvivalens szélességeit is, és vizsgáltam ezeknek a keringési fázistól való függését; a Hα-vonal ekvivalens szélességei alapján egyúttal becslést tudtam tenni az O áttekintés a qopton bináris opcióiról tömegvesztési rátájára.

A dolgozat további részében először rövid áttekintést adok a nagy tömegű csillagok fejlődéséről, részletesen tárgyalva a fejlődés késői szakaszait, valamint a szupernóva-robbanások és a keletkező maradványobjektumok tulajdonságait. Emellett ismertetem a szupernóvák és a porképződés kapcsolatának, valamint a nagy tömegű csillagok által alkotott kettős rendszerek fejlődésének és jellemzőinek elméleti hátterét. Ezt követően bemutatom a porkeletkezés szempontjából tanulmányozott szupernóvák vizsgálatának folyamatát és a levont következtetéseket, továbbá az LS analízisét és annak eredményeit.

Elméleti áttekintés 2. A nagy tömegű csillagok fejlődése Mivel a nagy tömegű csillagok evolúciójának teljes körű áttekintése önmagában is kitenné egy doktori disszertáció anyagát, ezért dolgozatomban részletesebben csak az említett égitestek késői fejlődési állapotaira vonatkozó ismeretanyagot mutatom be, míg a kialakulásukat és fősorozati fejlődésüket csak nagyon tömören vázolom. A csillagok kb M -ű molekulafelhőkben, az összesűrűsödő tartományok gravitációs összehúzódása során jönnek létre.

Az ún. Csillaggá válásról akkor beszélünk, amikor a forró gázgömb belsejében beindul a hidrogénfúzió; a csillagok fejlődését bemutató Hertzsprung Russell-diagramon HRD az ebben az evolúciós szakaszban tartó égitestek jelölik ki az ún. A nagy tömegű csillagok központi hőmérséklete elég nagy ahhoz, hogy a H-He fúzió a kisebb tömegű csillagok esetében domináns p-p proton-proton ciklus helyett elsősorban a CNO-ciklus révén menjen végbe végeredményként ennek során is He-atommagok jönnek létre, de katalizátorként mutatók az mt5 bináris opciókhoz 6C, valamint az ezekből kialakuló N és O atommagok is részt vesznek a folyamatban.

A kialakuló nagy tömegű, forró csillagok melyek az O vagy B színképtípusba tartoznak jellemzően gravitációsan lazán kötött társulásokban, ún. OB-asszociációk formájában találhatók meg.

  • Valós számsorozatok konvergenciája.
  • az_orvosi_kepalkotas_mi-lenne.hu
  • Osztalék opció
  • (PDF) Kulturális megosztottság és demokrácia | Salat Levente - mi-lenne.hu
  • A kereskedés alapjai
  • Ennek több oka is van, de bizonyo- 4.
  • Hírkereskedési naptár

A magas hőmérsékletű, nagy fényteljesítményű luminozitású égitestek egyrészt ionizálják a környezetükben lévő gázt, másrészt intenzív anyagkiáramlásaik csillagszelük révén szét is fújják azt; miután a gáz nagy része eloszlik, általában a csillagtársulások is felbomlanak.

Az α paraméter értéke alapvetően a Nap szűkebb kozmikus környezetében lévő, 0, M közé eső csillagok vizsgálatából származik, de a legújabb eredmények fényében úgy tűnik, hogy a Napnál jóval kisebb tömegű csillagokkal ellentétben a nagy tömegű csillagok esetében is jó közelítést ad Massey, ; Kroupa és mtsai, A csillagok felső tömeghatárának megállapítása ahogyan erre a fejezetben visszatérek majd a fontos, de egyelőre megválaszolatlan kérdések körébe tartozik.

Az utóbbi években a Tejútrendszer és a szomszédos galaxisok csillagpopulációi körében végzett vizsgálatok alapján a maximális tömeg kb. Egy adott csillag fősorozati élettartamának megbecsléséhez az ún. Jól látható, hogy a Nap esetében várható 10 milliárd évvel szemben egy 10 M -ű csillag csak 10 millió, egy M közé eső égitest pedig mindössze néhány tízezer évig tartózkodik a fősorozaton.

opciók és kezesek

A fúziós folyamatok során a He-atommagok részaránya, így a µ átlagos molekulasúly is 7 9 2. Mindkét mennyiség növekedése a fúziós folyamatok felgyorsulásához vezet, amely tovább gyorsítja µ növekedését; végeredményként a magbeli hidrogénfúzió egyre gyorsuló ütemben játszódik le. L Edd értéke a L Edd 4πGc M, 5 κ formulával számítható ki, ahol κ a tömegegységre vonatkozó, hullámhosszra átlagolt abszorpciós koefficiens másnéven átlagos opacitás.

Ha ezen csillagok esetében a belső folyamatok következményeként fényességnövekedésnek kellene fellépni, a csillag külső tartományaiban erős tömegvesztési folyamatok indulnak el, csökkentve a központi sűrűséget és hőmérsékletet, ezáltal a magreakciók sebességét is.

Így a kisebb tömegű csillagokkal ellentétben ezek az objektumok vízszintes fejlődési útvonalat mutatnak a hőmérséklet-luminozitás diagramon azaz a HRD-nahogyan ez az 1.

A fősorozati állapot végén a csillagok belsejében leáll a fúzió, és egy inaktív központi He-gömb jön létre. Ennek tömege a mag körüli, vékony héjba áttekintés a qopton bináris opcióiról H-fúzióból származó He-atommagok révén folyamatosan növekszik, így lassan egyre inkább összehúzódik és melegszik.

A mag nyomása azonban csak egy kitikus tömegértékig Schönberg Chandrasekhar-határ, kb. A kisebb tömegű csillagok magjának anyaga egy adott sűrűség elérésekor elfajulttá válik, és az ebből eredő plusz nyomási komponens megjelenése megállítja a további összehúzódást. Mivel ebben az állapotban az anyag nyomása nem függ a hőmérséklettől, utóbbi meredeken emelkedhet a mag kitágulása nélkül, egyre gyorsuló fúziós folyamatokat eredményezve; végül a He-fúzió robbanásszerűen indul be a magban He-flash.

A nagy tömegű áttekintés a qopton bináris opcióiról fősorozati állapotában ugyanakkor a magban a sugárzásos energiatranszport helyett a konvekció azaz makroszkopikus hőáramlás dominál, így a központi tartomány gázanyaga jóval homogénabb lesz. Ez azt eredményezi, hogy a külsőbb rétegekből nagy mennyiségű H-atommag kerül a magba és alakul át He-atommaggá még a Schönberg Chandrasekharhatártömeg elérése előtt; így annak átlépését követően a csillag magjában relatíve gyorsan be tud indulni a He-fúzió, még mielőtt annak anyaga elfajult állapotba kerülhetne.

A nagy tömegű csillagok ezt követő fejlődési szakaszaival kapcsolatban számos részletet még nem, vagy csak részben sikerült tisztázni lásd a legújabb áttekintő cikkek közül 8 10 2. Meynet és mtsai, ; Leonard, ; Langer, Az általánosan elfogadott kép szerint a fúziós folyamatok egyes lépcsőfokainak elérésekor He- C- Ne- majd O-fúzió beindulása a csillag egyensúlyi áttekintés a qopton bináris opcióiról kerül, légköre magasabb hőmérsékletűvé válik, így a HRD-n a kékebb irányba ún.

Amikor két folyamat között a mag inaktív állapotban van, összehúzódik és felmelegszik, a csillag külső rétegei pedig rendkívül nagy mértékben kitágulnak és lehűlnek; a két szakasz kétszer-háromszor felváltva megismétlődik.

Uploaded by

Minél nehezebb elemek fuzionálnak, annál kisebb az egy reakcióra jutó energiahozam, ezért a reakcióráta vagyis a fúziós folyamatok sebessége egyre nagyobb lesz. Utolsó lépésként az O-atommagok egyesüléséből létrejövő Si-atommagok fúziója indul be, és kb. Végeredményként a csillag közepén a vascsoporthoz tartozó, külső energiabefektetés nélkül tovább már nem egyesülő elemekből főként 54 26Fe, 56 26Fe és 56 28Ni álló mag, a külsőbb tartományokban pedig egy hagymahéjszerű, kifelé egyre kisebb rendszámú elemeket tartalmazó burok jön létre 2.

Az óriáságon való fejlődést, különösen a külső rétegek felépítését erőteljesen befolyásolják a fentebb már taglalt tömegvesztési folyamatok a forró csillagok anyagkiáramlásairól részletesebben a fejezetben írok.

A tömegvesztési ráta a nagyobb kezdeti tömegek felé haladva nő; a jelenlegi csillagfejlődési modellek szerint M -nél nagyobb tömegű csillagok esetében a kiáramlások a külső H- és He-burok jelentős, akár teljes mértékű elvesztéséhez is vezethetnek. A 8 és M közé eső kezdeti tömegű égitestek a szupernóva-robbanás előtt ún.

A még nagyobb tömegű, tehát a külső légkör jelentős részét ledobó, rendkívül forró akár ezer K felszíni hőmérsékletet elérő csillagok késői állapotaira Wolf Rayet-csillagokként WR hivatkozik a szakirodalom. Ezek között jellegzetes emissziós színképvonalaik alapján megkülönböztetik a WC szénvonalak dominanciájaWN nitrogénvonalak dominanciája és az előző kettőnél jóval ritkább WO erős oxigénvonalak alcsoportot.

A szülőcsillagok állapota nagymértékben befolyásolja a szupernóva-robbanások lefolyását és azok megfigyelhető tulajdonságait lásd a fejezetet. A felsorolt óriásági állapotokon kívül ismerünk ún. Sokáig az a feltételezés volt az uralkodó, hogy az LBV-k kitörései közvetlen előzményei áttekintés a qopton bináris opcióiról bizonyos típusú szupernóva-robbanásoknak, de a legújabb eredmények tükrében egyre valószínűbb, hogy az LBV-fázis egy rövid átmeneti állapot a nagyon nagy tömegű WR-csillagok fejlődésében lásd pl.

Meynet és mtsai, Jobbra: Sematikus diagram a nagy tömegű csillagok fősorozati alsó rész és fősorozat utáni felső rész fejlődéséről. Egy adott kezdeti tömegű csillag a diagramon élete során függőlegesen felfelé halad.

mintázza a bináris opciókat

A függőleges tengelyen lévő időbeosztás a csillag életkorának és a magbeli H-fúzió, illetve a magbeli He-fúzió időtartamának arányában van feltüntetve. További áttekintés a qopton bináris opcióiról a szövegben olvasható forrás: Langer, A nagyobb fémtartalom a modellszámítások szerint már kisebb tömegek esetében elősegíti a külső rétegek nagyarányú elvesztését, azaz a WR-csillaggá válást; s ugyanez a tendencia jelentkezik a modellekben a forgási sebességek növelése esetében is lásd pl.

Ez az esemény indítja el a kollapszár szupernóva-robbanásnak core-collapse supernova, CC SN nevezett folyamatot.

az_orvosi_kepalkotas_fizikaja.pdf

Az elfajult anyag nyomása megállítja a neutrongömb további összehúzódását, ugyanakkor a külsőbb rétegek áttekintés a qopton bináris opcióiról zuhanása továbbra is folytatódik. A nagy sebességgel a neutrongömbre hulló gázanyag arról visszapattanva ütközik a még befelé hulló rétegekkel, így egy kifelé egyre nagyobb sebességgel terjedő lökéshullám jön létre.

Mivel az energiájának egy része a mag külső tartományaiban lévő vasatommagok fotobomlására fordítódik, a lökéshullám terjedése lelassul. A csillag központi részének nagy sűrűsége miatt azonban a neutronizáció során keletkező neutrínók egy része elnyelődik az anyagban; az így keletkező energiatöbblet újra felgyorsítja a lökéshullámot, amely hirtelen beindítja a fúziós reakciókat a csillag külsőbb rétegeiben, s végül robbanás- 11 13 2. Balra: A nagy tömegű csillagok fősorozat utáni fejlődésének végén kialakuló, hagymahéj-szerkezet.

Jobbra: A kollapszár szupernóva-robbanások folyamata vázlatosan : a - b A kialakuló csillagszerkezet közepén lévő vasmag nyomásának lecsökkenésekor megindul annak összehúzódása; c a mag belsejében tömör, elfajult állapotú neutrongömb alakul ki, d az erre zuhanó gázanyag visszapattanva kifelé terjedő lökéshullámot hoz létre pirossal jelezve ; e a lökéshullám energiát veszt és lelassul, f de a neutrínók és gázanyag kölcsönhatása révén plusz energiát nyerve újra felgyorsul és végül a külső rétegek robbanásszerű ledobódását okozza forrás: en.

Adiabatikus tágulást feltételezve a burok néhány hét alatt kihűlne, de a keletkező lökéshullám által felfűtött és ionizált burok shock heated envelope H-atomjainak lassú rekombinációja még hónapokig biztosítja a maradvány sugárzását. Ezt az időszakot fotoszférikus fázisnak nevezik, mivel ekkor a maradvány anyaga optikailag vastag, átlátszatlan. A rekombináció egy kritikus hőmérsékletértéknél, egy vékony tartományban megy végbe, ahol a szabad elektronok koncentrációjának hirtelen változása jelentős ugrást eredményez az opacitásban.

Ezért ez a tartomány egyfajta fotoszférának tekinthető, ami a burok tágulása következtében a maradvány belseje felé mozog. Ezen réteg hőmérséklete a H-atomok rekombinációs hőmérsékletével egyező, közel állandó érték, így az a sikeres kereskedők ügyleteinek másolása időszakon belül 12 14 2. A táguló maradványban emellett a keletkező radiaktív nikkel és kobalt 56 Ni 56 Co 56 Fe bomlási sora pontosabban a keletkező gammafotonoknak az optikailag vastag burokban való elnyelődése is energiát termel.

Ez a folyamat a kollapszár szupernóvák esetében csak azt követően válik dominánssá, amikor a táguló gázfelhő a látható tartományban átlátszóvá válik nebuláris fázis. A szupernóva fényessége ettől kezdve áttekintés a qopton bináris opcióiról 56 Co bomlási ütemének megfelelő csökkenést mutat.

A kollapszár szupernóva-robbanásokat színképi és fotometriai jellemzőik alapján különböző csoportokba sorolják a áttekintés a qopton bináris opcióiról áttekintő cikkek közül lásd pl. Leonard, ; Langer, Ahogyan fentebb is említettem, a robbanás megfigyelhető jellemzői elsősorban a szülőcsillag robbanás előtti állapotától azaz közvetetten az égitest kezdeti tömegétől függenek.

Az ebbe az osztályba tartozó szupernóvák szülőcsillagai a robbanás előtti időszakban nagyrészt megőrizték a külső hidrogén- áttekintés a qopton bináris opcióiról héliumrétegüket, így ezek spektrumai tartalmazzák a legerősebb hidrogénvonalakat.

Nevüket onnan kapták, hogy a felvett fénygörbén áttekintés a qopton bináris opcióiról felfutó szakaszt egy akár hónapokig tartó, közel konstans fényességértékű fázis plató követi, amely a robbanáskor ionizálódó H-atomok folyamatos rekombinációjának fentebb említett következménye.

Tankönyvi állítások szerint ezek a szupernóvák jól definiálható módon a M - ű vörös szuperóriások végállapotai, ugyanakkor ezt a képet több tényező is árnyalja. Egyrészt az eddig beazonosított II-P szülőcsillagok között nem sikerült 17 M -nél nagyobb tömegűt találni, így egyelőre kérdéses a M közötti csillagok valódi sorsa ez a szakirodalomban vörös szuperóriás problémaként ismert. A probléma feloldásaként felmerült több lehetőség, pl.

Emellett több esetben arra utaló jeleket találtak, hogy kék, esetleg sárga szuperóriás csillagokból is kialakulhatnak II-P típusú szupernóvák. II-L: Színképeikben hidrogénvonalakat szintén áttekintés a qopton bináris opcióiról, de a II-P-kkel ellentétben lineáris lefutású fénygörbével jellemezhető robbanások ennek oka feltehetően az, hogy a hidrogénburok a robbanás előtt ahhoz már nem volt elég vastag, hogy a robbanást követően optikailag vastag burkot alkosson.

Eddig meglehetősen kevés szupernóvát soroltak ebbe a típusba, az eddig azonosított objektumok alapján M szuperóriás csillagok végállapotai lehetnek.

Much more than documents.

IIb: Hidrogénvonalakat csak a korai fázisban mutatnak, szülőcsillagaik feltehetően kettős rendszerekben lévő WR WN vagy szuperóriás csillagok. Színképeikben erős emissziós vonalak figyelhetők meg, amelyek a táguló maradvány és a korábbi tömegvesztési folyamatok során kiáramlott anyag kölcsönhatásából származnak.

Néhány szülőcsillag esetében a robbanást egykét évvel megelőző LBV-kitörésekre utaló nyomokat találtak.

  • Kao predstavništvu institucionalizovanog obrazovanja ĉesto joj se upućuju kritike kako su znanja nepovezana, meĊutim, mogu se uoĉiti i projekti koji stavljaju naglasak na povezaniji naĉin organizacije i obrade nastavnih sadrţaja organizovanih u tematske celine.
  • Full text of "Computer Világ 52"
  • Az évek során bevált stratégia bináris opciók
  • ” MOTIVATION – ATTENTION – DISCIPLINE” by Namesztovszki - Issuu
  • Atlanti hogyan lehet pénzt keresni
  • Kuratowski-tétel, Fáry-Wagner tétel.
  • Jó működő bináris opciós stratégia

Bár egyértelmű megfigyelési bizonyítékokkal alátámasztani még nem sikerült, egyes szupernóva-robbanások kiváltó oka lehet az ún. Gal-Yam és mtsai, is.