Csillagforgatás

A csillag forgása a csillag forgó  mozgása a tengelye körül. A forgási sebesség mérhető a vonalak eltolódásával a spektrumában , vagy az aktív elemek (" csillagfoltok ") mozgási idejével a felületen. A csillag forgása a centrifugális erők hatására egyenlítői dudort hoz létre . Mivel a csillagok nem szilárd testek , eltérő forgással is rendelkezhetnek ; más szóval, egy csillag egyenlítője eltérő szögsebességgel foroghat, mint a magas szélességi körökben. Ezek a csillagon belüli forgási sebességbeli különbségek fontos szerepet játszhatnak a csillagok mágneses mezejének létrehozásában [1] .

A csillag mágneses tere kölcsönhatásba lép a csillagszellel . Mivel a csillagszél eltávolodik a csillagtól, és a mágneses tér kölcsönhatásba lép a széllel, e kölcsönhatás eredményeként a szögimpulzus a csillagról a szélre kerül, ami fokozatosan „elviszi” azt, és idővel ez az átvitel lelassítja a csillag forgásának sebességét.

Mérések

Ha a csillagot nem a pólusa oldaláról figyeljük meg, akkor a felszín egyes részei közelednek a megfigyelőhöz, mások pedig távolodnak. A mozgásnak azt a komponensét, amely megközelíti a megfigyelőt, radiális sebességnek nevezzük. A Doppler-effektusból a hozzánk közeledő csillag korongjának egyes részei a vonalak eltolódását okozzák a spektrumában az ibolya végére, a távolodó pedig a vörösre. Természetesen a vonalak nem mozoghatnak egyszerre ellentétes irányba. A valóságban a vonal egy része a spektrum egyik végére tolódik, egy része a másik végére, aminek következtében a vonal megnyúlik, kitágul. Ebből a kitágításból megtudható, hogy a csillagok forognak-e a tengelyük körül, és a forgási sebesség növekedésével a csillag spektrumában lévő vonalak szélessége is megnő [2] . Ezt a tágulást azonban gondosan el kell különíteni az egyéb hatásoktól, amelyek a csillag spektrumában a vonalszélesség növekedését okozhatják.

Óriáscsillagok esetében a légköri mikroturbulenciák a csillag forgásánál sokkal nagyobb vonalszélesedéshez vezethetnek, ami súlyosan torzítja a jelet. Azonban egy alternatív megközelítés is használható az események gravitációs mikrolencséihez . Ez akkor történik, amikor egy hatalmas tárgy elhalad egy távolabbi csillag előtt, és lencseként működik, felnagyítva a képet [3] .

A sugárirányú sebességkomponens a csillag pólusának a látóvonalhoz viszonyított dőlésétől függ . A referenciakönyvekben a mért értéket mindig így adjuk meg , ahol  a forgási sebesség az egyenlítőn, és a dőlés. Mivel az i szög nem mindig ismert, a mérési eredmény mindig a csillag forgási sebességének minimális értékét mutatja. Vagyis ha i nem derékszög , akkor a tényleges sebesség nagyobb, mint [2] . Ezt az értéket néha becsült forgási sebességnek is nevezik. Az egyenlítői forgási sebességek átlagos értékeit úgy határozzuk meg, hogy feltételezzük, hogy a tengelyek véletlenszerűen vannak orientálva a látóvonalhoz képest, és a következő képlet alapján: [4] .

Ha a csillag nagy mágneses aktivitást mutat, például "foltokat", akkor ezek a jellemzők a forgási sebesség becslésére is használhatók. De mivel a foltok nemcsak az egyenlítőn, hanem más helyeken is kialakulhatnak, sőt életük során a felszínen is átkerülhetnek, a csillagok ilyen differenciális forgása különféle mérési hatásokhoz vezethet [5] .

A csillagok mágneses aktivitása gyakran összefüggésbe hozható a gyors forgással, így ezzel a módszerrel az ilyen csillagok forgási sebessége is mérhető [6] . A "csillagpontok" megfigyelése kimutatta, hogy ez a tevékenység valóban megváltoztathatja a csillag forgási sebességét, mivel a mágneses mezők befolyásolják a gázok áramlását a csillag felszíne alatt [7] .

Fizikai hatások

Egyenlítői dudor

A gravitáció hajlamos arra, hogy egy égitestet tökéletes labdává alakítson, amelyben minden része a lehető legközelebb van a tömegközépponthoz . De a forgó csillagok nem gömb alakúak: az ilyen nem gömbszerűség egyik jele az egyenlítői dudor. Amikor egy csillag egy forgó protocsillagkorongból alakul ki, alakja egyre gömbölyűbbé válik, de ez a folyamat nem jut el egészen a tökéletes gömbig. A pólusokon a gravitáció az összenyomás növekedéséhez vezet, de az egyenlítőn a nyomást hatékonyan ellensúlyozza a centrifugális erő . A csillagok kialakulása utáni végső megjelenése egyensúlyi alakú, abban az értelemben, hogy az egyenlítői tartományban a gravitáció nem adhat gömb alakú csillagot. A forgás gravitációs elsötétülést is eredményez az egyenlítőn, amint azt von Zeipel tétele leírja . (Ez a tétel "sötétülést" jósol, vagyis a hőmérséklet-különbséget (néha több ezer fokot is meghaladó) a "hűvösebb" egyenlítői régió és a melegebb pólusok között.) Ha nem veszik figyelembe a csillagok egyenlítői régióinak gravitációs elsötétülését, az a csillagok forgási sebességének szisztematikus alulbecsléséhez vezethet [8] .

Az egyenlítői kidudorodással rendelkező csillagok szembetűnő példája a Regulus (α Oroszlán). Ennek a csillagnak a forgási sebessége az egyenlítőn 317±3 km/s. Ez 15,9 órás forgási periódusnak felel meg, ami 86%-a annak a sebességnek, amellyel a csillag szétszakadna.

Ennek a csillagnak az egyenlítői sugara 32%-kal nagyobb, mint a poláris sugara [9] . Más gyorsan forgó csillagok például a Vega , az Altair és az Achernar .

A feltörési sebesség  egy olyan kifejezés, amelyet annak az esetnek a leírására használnak, amikor az egyenlítőn fellépő centrifugális erők egyenlőek a gravitációval. Stabil csillagok esetén a forgási sebességnek ennél az értéknél kisebbnek kell lennie [10] .

Differenciálforgatás

Differenciális forgás figyelhető meg olyan csillagokban, mint a Nap , amikor a forgási szögsebesség a szélesség függvényében változik. Általában a szögsebesség a szélesség növekedésével csökken. Azonban ennek ellenkezőjét is megfigyelték például a HD 31993 [11] [12] csillagnál . Az első csillag a Nap után, amelyre vonatkozóan a forgáskülönbség részleteit feltárták, az AB Dorado [1] [13] volt .

A különbségi forgást okozó fő mechanizmus a csillagon belüli konvekció turbulenciája . A konvektív mozgás a plazma mozgása miatt energiát ad át a felületre. Ez a plazmatömeg hordozza a csillag szögsebességének egy részét. A turbulencia tömeg- és nyomatékeltolódást okoz, amely meridionális áramok révén a különböző szélességi körök között újra elosztható [14] [15] .

Úgy gondolják, hogy a régiók közötti kölcsönhatások éles forgási sebességkülönbséggel a csillagok mágneses terét létrehozó dinamófolyamatok hatékony mechanizmusai . A csillag forgása és mágneses mezejének eloszlása ​​között összetett kölcsönhatás is van, a mágneses energia mozgási energiává történő átalakulásával és a sebességeloszlás ennek megfelelő változásával [1] .

Lassú forgás

A csillagok egy alacsony hőmérsékletű gáz- és porfelhő összeomlásának eredményeként jönnek létre. Amint a felhő összeomlik, a szögimpulzus megmaradásának törvénye egy kiterjesztett felhő kis általános forgását is egy kompakt lemez nagyon gyors forgására változtatja. Ennek a korongnak a közepén protocsillag képződik , amelyet az összeomlás gravitációs energiája melegít fel.

Ahogy az implózió folytatódik, a forgási sebesség odáig növekszik, hogy a protocsillag akkréciós korongja az egyenlítőn ható centrifugális erő hatására felszakadhat. Így a forgási sebességet az első 100 ezer évben le kell lassítani, hogy elkerüljük ezt a forgatókönyvet. A lassulás egyik lehetséges magyarázata a protocsillag mágneses tere és a csillagszél kölcsönhatása lehet. A kiáramló szél elviszi a szögimpulzus egy részét, és lelassítja a jövő csillagának forgási sebességét [16] [17] .

Az F5 és O5 spektrumtípusú fősorozatú csillagok többsége gyorsan forog [9] [18] . Az ebbe az osztályba tartozó csillagok esetében a mért forgási sebesség a tömeggel nő. Ez a forgásnövekedés a fiatal, nagy tömegű B osztályú csillagokban tetőzik.Mivel a csillagok várható élettartama a tömeg növekedésével csökken, ez az életkor előrehaladtával a forgási sebesség csökkenésével magyarázható.

A csillag forgási paraméterei a spektrum típusától függően
Spektrális
osztály 		v e
(km/s) [19] 		v max
(km/s) [20] 		v neg
(km/s) [20] 		[21] t cf
(óra) 		T av
(nap)
Sötét csillagközi felhők , csillagkeletkezési régiók egy — — — — —
O5 190 400 — 12 ~70 3
B0 200 420 630 6 35 1.5
A0 190 320 500 2.25 tizenöt 0.6
F0 100 180 450 1.6 húsz 0.8
F5 harminc 100 400 1.4 60 2.5
G0 négy 100 400 egy 300 12
K, M egy — — 0.6 >700 >30
v e a csillagok átlagos forgási sebessége a forgástengelyek tetszőleges orientációját feltételezve; v max a legnagyobb megfigyelt forgási sebesség; v neg az a szétválási sebesség, amelynél az egyenlítői gravitációs vonzás erejét a centrifugális erő kiegyenlíti; a csillag sugara a nap sugaraiban ; t cf és T cf a keringési idő órákban, illetve napokban.

Fősorozatú csillagok esetén a forgási sebesség csökkenése a matematikai összefüggés segítségével közelíthető meg:

ahol  a szögsebesség az egyenlítőn és  a csillag kora [22] . Ezt az összefüggést Skumanich törvényének nevezik ( Andrew P. Skumanich ), aki 1972-ben fedezte fel [23] .

Girokronológia (Gyrochronology) - a csillag korának meghatározása a forgási sebesség alapján, amelyben az eredményeket a Napra vonatkozó információk alapján kalibrálják [24] .

A csillagok lassan veszítenek tömegükből, ami a csillagszél segítségével kiáramlik a fotoszférából. A csillag mágneses tere kölcsönhatásba lép a kilökött anyaggal, ami a csillag impulzusának állandó átvitelét eredményezi. A 15 km/s-nál nagyobb forgási sebességű csillagok gyorsabb tömegveszteséget mutatnak, ezért gyorsabban lelassulnak. Így a csillag további forgásával a szögimpulzus elvesztésének sebessége csökken. Ilyen körülmények között a csillagok fokozatosan lelassulnak, de soha nem tudják elérni a forgás teljes hiányát [25] .

Bináris rendszerek bezárása

A szoros bináris rendszer olyan rendszer, amelyben két csillag egymáshoz képest olyan átlagos távolságban forog, amely megegyezik az átmérőjükkel. Ilyen távolságokon sokkal összetettebb kölcsönhatások indulnak el, mint a kölcsönös vonzás. Az ilyen rendszerekben például árapályhatások , tömegátadás, sőt ütközések is előfordulnak. Az árapály kölcsönhatások egy szoros bináris rendszerben a pálya- és forgási paraméterek megváltozásához vezethetnek. A rendszer teljes impulzusimpulzusa természetesen megmarad, de a szögimpulzus átvihető oly módon, hogy az egymás körüli forgási periódusok és a tengelye körüli forgási sebességek között periodikus változások következnek be [26] .

Egy szoros kettős rendszer minden tagja gravitációs kölcsönhatáson keresztül hat egy társcsillagra. A kidudorodások azonban kissé eltérhetnek a merőlegestől a gravitációs vonzás irányához képest. Így a gravitáció nyomatékot hoz létre a párkányon, ami a szögimpulzus átvitelét eredményezi. Ez ahhoz vezet, hogy a rendszer instabillá válik, bár megközelítheti a stabil egyensúlyi állapotot. A hatás összetettebb lehet olyan esetekben, amikor a forgástengely nem merőleges a pálya síkjára [26] .

Az érintkező vagy nagyon közeli binárisok esetében a tömegnek a csillagról a társára történő átvitele jelentős szögimpulzus-átvitelt is eredményezhet. Egy felszaporodó műhold akkor érhet el kritikus forgási sebességet, ha tömegveszteség kezdődik az Egyenlítő mentén [27] .

Csillagmaradványok

Miután egy csillag befejezte a fúziós energiatermelést , egy kompaktabb, degeneráltabb objektummá alakul. A folyamat során a csillag mérete jelentősen csökken, ami a szögsebesség megfelelő növekedéséhez vezethet.

Fehér törpe

A fehér törpe olyan csillag, amely élete első felében a termonukleáris fúzió melléktermékeként keletkező anyagból áll , de nincs elég tömege a termonukleáris reakció újragyújtásához. Ez egy kompakt test, amely a degenerált gáznyomás néven ismert kvantummechanikai hatás révén tartja fenn létezését , amely megakadályozza a csillag teljes összeomlását. Általában a legtöbb fehér törpe alacsony forgási sebességgel rendelkezik, valószínűleg a szögimpulzus elvesztése miatt, amikor az őscsillagok elvesztették burkukat [28] . (Lásd: bolygóköd .)

Egy lassan forgó fehér törpe nem lépheti túl a Chandrasekhar 1,44 naptömegű határát anélkül, hogy neutroncsillaggá válna vagy Ia típusú szupernóvaként fel nem robbanna . Ha egy fehér törpe eléri ezt a tömeget, például akkréció vagy ütközés következtében, a gravitációs erő meghaladja a degenerált gáz által kifejtett nyomást. Ha azonban a fehér törpe gyorsan forog, akkor az effektív gravitáció csökken az egyenlítői régióban, ami lehetővé teszi, hogy a fehér törpe túllépje a Chandrasekhar határértéket. Ilyen gyors forgás történhet például tömegnövekedés következtében , ami szögimpulzus átadásához vezet [29] .

Neutroncsillag

A neutroncsillag egy nagyon sűrű csillagmaradvány, amely főként neutronrészecskékből áll, amelyek az atommag  részét képezik, és nem rendelkeznek elektromos töltéssel . A neutroncsillag tömege 1,35 és 2,1 naptömeg tartományba esik . Az összeomlás következtében az újonnan képződött neutroncsillagok nagyon nagy, másodpercenként ezer fordulatszámú forgási sebességgel rendelkezhetnek [30] .

A pulzárok forgó neutroncsillagok, amelyek erős mágneses mezővel rendelkeznek. Az elektromágneses sugárzás keskeny nyalábja a forgó pulzárok pólusaiból származik. Ha a sugár a Naprendszer felé irányul, akkor a pulzár által keltett periodikus impulzusok regisztrálhatók a Földön. A mágneses tér által kibocsátott energia fokozatosan lelassítja a forgási sebességet, aminek következtében a régi pulzárok impulzusai több másodperces periódusúak [31] .

Fekete lyuk

A fekete lyuk olyan tárgy, amelynek gravitációs tere elég erős ahhoz, hogy megakadályozza a fény kiszökését a felszínéről. Amikor egy forgó masszív csillag összeomlásából keletkeznek, megtartják mindazt a szögimpulzusukat, amely nem kilökődött gázként. Ez a forgás hatására a fekete lyukat körülvevő ergoszféra lapos gömbnek tűnik . A fekete lyukba eső anyag egy része anélkül kilökődik, hogy beleesne a fekete lyukba. Amikor ez a tömegkidobás megtörténik, a fekete lyuk elveszíti szögimpulzusát (az úgynevezett " Penrose-folyamat ") [32] . Egy fekete lyuk forgási sebessége nagyobb lehet, mint a fénysebesség 98,7%-a [33] .

Érdekes tények

Linkek

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 Donati, Jean-François A Napon kívüli csillagok differenciális forgása . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (2003. november 5.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  2. ↑ 1 2 Shajn, G.; Struve, O. A csillagok forgásáról  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1929. - Vol. 89 . - 222-239 .  (Angol)
  3. ↑ Gould, Andrew. Óriáscsillagok forgási sebességének mérése gravitációs mikrolencsék segítségével  //  The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1997. - Vol. 483 . - P. 98-102 . - doi : 10.1086/304244 .  (Angol)
  4. ↑ Ruzmaikina, 1986 , p. 180.
  5. ↑ Kichatinov, L.L. Csillagok differenciális forgása . Haladás a fizikai tudományokban (2005. május). Archiválva : 2020. szeptember 30.
  6. ↑ Hamarosan, W.; Frick, P.; Baliunas, S. On the rotation of the stars  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 510 , sz. 2 . -P.L135- L138 . - doi : 10.1086/311805 .  (Angol)
  7. ↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Doin' the twist: szekuláris változások a felszíni differenciálforgásban az AB Doraduson  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2002. - Vol. 329. sz . 1 . -P.L23 - L27 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x .  (Angol)
  8. ↑ Richard HDTownsend et al. A Be-sztárok forgása: milyen közel van a kritikushoz? (Be-star rotation: milyen közel van a kritikushoz?) (2004. január 20.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  9. ↑ 1 2 McAlister, HA, ten Brummelaar, TA, et al. Első eredmények a CHARA tömbből. I. Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus  )  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 628 . - P. 439-452 . - doi : 10.1086/430730 .  (Angol)
  10. ↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P.A. (1969. szeptember 8–11.). "A csillagok forgása és fejlődése" . Proceedings of IAU Colloq. 4 . Ohio Állami Egyetem, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Archiválva : 2008. március 11. a Wayback Machine -nél 
  11. ↑ Kitchatinov, LL; Rüdiger, G. Anti-solar differential rotation  (angol)  // Astronomische Nachrichten  : Journal. - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 325. sz . 6 . - P. 496-500 . - doi : 10.1002/asna.200410297 .  (Angol)
  12. ↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, SL Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 494 , sz. 2 . - 691-699 . o . - doi : 10.1086/305216 .  (Angol)
  13. ↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Differenciális forgási és mágneses polaritásminták az AB Doraduson  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 291. sz . 1 . - P. 1-19 .  (Angol)
  14. ↑ Korab, Holly NCSA Access: 3D Star Simulation . Szuperszámítógépes Alkalmazások Nemzeti Központja (1997. június 25.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  15. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. Differenciálforgatás az alsó fősorozaton  // Astronomische Nachrichten  : Journal  . - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 326. sz . 3 . - P. 265-268 . - doi : 10.1002/asna.200410387 .  (Angol)
  16. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2000. - Vol. 312 . - 387-397 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .  (Angol)
  17. ↑ Devitt, Terry Mi fékezi az őrülten pörgő csillagokat? . Wisconsin-Madison Egyetem (2001. január 31.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  18. ↑ Peterson, Deane M.; et al. (2004). „A forgás hatásainak megoldása korai típusú csillagokban ” New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491 . Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. p. 65. Archiválva : 2008. március 11. a Wayback Machine -nél 
  19. ↑ McNally, D. A szögimpulzus eloszlása ​​a fősorozat csillagai között  //  The Observatory : folyóirat. - 1965. - 1. évf. 85 . - 166-169 . o .  (Angol)
  20. ↑ 1 2 Ruzmaikina, 1986 , p. 181.
  21. ↑ Kieli Star asztalok . Calstatela (2007). Az eredetiből archiválva : 2008. március 17.  (Angol)
  22. ↑ Tassoul, Jean-Louis. Csillagok forgása . - Cambridge, MA: Cambridge University Press , 1972. - ISBN 0521772184 .  (Angol)
  23. ↑ Skumanich, Andrew P. Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 171 . — 565. o . - doi : 10.1086/151310 .  (Angol)
  24. ↑ Barnes, Sydney A. Ages for illustrative field stars using girochronology: viability, limitations and errors  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 669 , sz. 2 . - P. 1167-1189 . - doi : 10.1086/519295 .  (Angol)
  25. ↑ Nariai, Kyoji. Koronák okozta tömegveszteség és hatása a csillagok forgására   // Asztrofizika és űrtudomány : folyóirat. - 1969. - 1. évf. 3 . - 150-159 . o . - doi : 10.1007/BF00649601 .  (Angol)
  26. ↑ 1 2 Hut, P. Tidal evolution in close binary systems  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 99 , sz. 1 . - P. 126-140 .  (Angol)
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. Az egyik csillag vesztesége a másik nyeresége: a Hubble elkapja a Lively Duo életének rövid pillanatait . NASA Hubble (1997. december 4.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  28. ↑ Willson, L.A.; Stalio, R. Angular Momentum és Mass Loss for Hot Stars  . — 1. - Springer, 1990. - P.  315-316 . — ISBN 0792308816 .  (Angol)
  29. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 419 . - P. 623-644 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 .  (Angol)
  30. ↑ Lochner, J.; Gibb, M. Neutroncsillagok és pulzárok . NASA (2006. december). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  31. ↑ Lorimer, D. R. Bináris és ezredmásodperces pulzárok . Max-Planck-Gesellschaft (1998. augusztus 28.). Az eredetiből archiválva : 2012. május 1.  (Angol)
  32. ↑ Begelman, Mitchell C. Evidence for Black Holes   // Tudomány . - 2003. - 1. évf. 300 , nem. 5627 . - P. 1898-1903 . - doi : 10.1126/tudomány.1085334 . — PMID 12817138 .
  33. ↑ Tune, Lee . Szupermasszív fekete lyukak pörgése először mérve , University of Maryland Newsdesk (2007. május 29.). Archiválva az eredetiből 2007. június 21-én.  (Angol)
  34. ↑ A csillagok forgása . Archiválva az eredetiből 2012. május 3-án.
  35. ↑ A csillagok megfelelő forgásáról . Archiválva az eredetiből 2009. január 23-án.

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák