Расскажите о главных достижениях русской живописи XIV—начала XVI в

Общий подъём духовной жизни Руси в XIV—XV вв. повлиял на становление новой русской живописи. Создание икон и фресок было подчинено определённым правилам, канонам. Это ограничивало фантазию художника. Величие живописцев состояло в том, что, не выходя за церковные рамки, они умели создавать подлинные художественные шедевры.
Во второй половине XIV в. в Новгороде и Москве расписывал храмы и создавал иконы Феофан Грек. Родом он был из Византии. Лики святых, созданные Феофаном Греком, буквально потрясали людей.
Младшим современником Феофана был Андрей Рублёв (1370—1430), монах сначала Троице-Сергиева, а потом московского Спасо-Андроникова монастыря. Он стал самым известным русским живописцем. Главным его творением является знаменитая икона «Троица*, написанная в начале XV в.

В конце XIV — начале XV в. в Москве складывается собственная школа живописи. Наиболее ярким её представителем стал гениальный русский художник Андрей Рублёв. Он был монахом Троице-Сергиева, а затем Спасо-Андрони-кова монастыря. В 1405 г. Андрей Рублёв вместе с Феофаном Греком и Прохором из Городца расписывал стены Благовещенского собора в Московском Кремле. В 1408 г. он вместе с Даниилом Чёрным работал над фресками Успенского собора во Владимире, а затем они украсили фресками собор Троице-Сергиева монастыря. Самая известная работа Рублёва — икона «Троица» — написана для иконостаса Троицкого собора. Великий мастер изобразил Святую Троицу в виде трёх фигур ангелов, сидящих за столом под сенью большого дуба. Они ведут неторопливую, доброжелательную, но очень печальную беседу. В тяжёлые годы княжеских усобиц и ордынских набегов Андрею Рублёву удалось отразить в живописи мечту русского народа о мире, согласии, спокойствии и взаимной любви.
Крупнейшим представителем московской школы живописи конца XV — начала XVI в. был бывший князь, потомок царевича Петра Ордынского, ставший монахом, — Дионисий. Он написал часть икон и фресок Успенского собора Московского Кремля. Работы Дионисия отличались утончённым рисунком, изысканным и нежным цветом. Они пронизаны настроением торжественной праздничности, светлой радости. На иконах Дионисия лики святых обрамлялись рисунками, на которых изображались отдельные эпизоды их жизненного пути.

Цвет и температура звезд. Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно су­дить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между макси­мальной длиной волны излучения и температурой суще­ствует определенная зависимость. У различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега).

2. Спектры и химический состав звезд. Важнейшие све­дения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

3. Светимости звезд. Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характери­зует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик.

4. Радиусы звезд. Используя самую современную тех­нику астрономических   наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь несколь­ких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

5. Массы звезд. Масса звезды — одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны.  Однако,  в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в срав­нительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз   превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд

6. Средние плотности звезд. Так как размеры звезд раз­личаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У ги­гантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем су­ществуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет об­условлен высокой температурой). Например, плотность бе­лого карлика Сириус В более 4•107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010—1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, кото­рое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, которое сжимается из-за гравитационной неустойчивости и постепенно принимает шарообразную форму. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура протозвезды увеличивается. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов K, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда на относительно небольшое время становится одним из субгигантов. В какой-то момент, когда гелиевое ядро становится слишком массивным, в нём начинается горение гелия и звезда переходит на стадию красных гигантов или сверхгигантов. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы[3].

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — изменения в звёздах протекают настолько медленно, что не могут быть замеченными даже по тысячелетий. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое рас в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

Объяснение:

Иоди́рованная поваренная соль — кухонная соль с добавлением строго определённого количества иодсодержащих солей: иодида или иодата калия. При приёме внутрь профилактике развития йод-дефицитных заболеваний в географических местностях с природным дефицитом (эндемией) иода — эндемического зоба — увеличения щитовидной железы, связанного с дефицитом иода в среде обитания

Во всём мире от дефицита иода страдает около двух миллиардов человек.

В США в начале XX века зобная эндемия была особенно рас в регионе Великих озёр и Тихоокеанского северо-запада. Дэвид Мюррей Коуи, профессор педиатрии университета штата Мичиган, выступил инициатором принятия руководством США швейцарской практики добавления йодида натрия или йодида калия в поваренную соль и применения этих соединений в процессе промышленного приготовления пищи. С 1 мая 1924 года йодированная поваренная соль поступила для реализации на коммерческой основе в штате Мичиган. Осенью 1924 года компания Мортон Соль приступила к рас йодированной соли на национальном уровне.

Соль может обогащаться одновременно двумя элементами, например иодом и железом. Добавление железа в иодированную соль осложняется целым рядом химических, технических и органолептических проблем. Чтобы железо не реагировало с иодом соли, применяют микрокапсулированное соединение железа со стеарином. Одновременное применения двух элементов в составе поваренной соли позволяет в регионах, в которых рас заболевания, связанные с иод-дефицитом и недостатком железа, успешно с ними бороться. С 2001 года жизне комплекс стал доступен для масштабного применения — в научной литературе появились результаты исследований