En astronomie, les nébuleuses en émission sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses.↑ Koupelis, Th. 2011. 'In Quest of 'The Universe. Chapitre 13,1. Jones and Bartlett Publishers

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • En astronomie, les nébuleuses en émission sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses.
  • An emission nebula is a cloud of ionized gas emitting light of various colors. The most common source of ionization is high-energy photons emitted from a nearby hot star. Among the several different types of emission nebulae are H II regions, in which star formation is taking place and young, massive stars are the source of the ionizing photons; and planetary nebulae, in which a dying star has thrown off its outer layers, with the exposed hot core then ionizing them.
  • Una nebulosa de emisión es una nebulosa que emite en virtud de la ionización del gas que la compone. El mecanismo excitatriz más común es la presencia cercana de una o varias estrellas calientes; la energía recibida de la estrella se difunde en forma de radiación, con un espectro marcado por líneas brillantes del hidrógeno. Entre estas nebulosas pueden citarse las regiones HII (excitadas por estrellas masivas y jóvenes), o las nebulosas planetarias (en torno de una enana blanca caliente).El color rojo característico de muchas de estas nebulosas es debido, justamente, a la línea H-alfa del hidrógeno.Un ejemplo de nebulosa de emisión es la famosa Nebulosa de Orión (M42), ubicada a unos 1.300 años luz del Sol), formada por gases que rodean a una estrella múltiple (el asterismo conocido como el Trapecio) y se excitan con la energía de ésta. Muchas nebulosas de emisión aparecen mezcladas con nebulosas de reflexión y oscuras.
  • 발광성운(發光星雲)은 이온화된 기체가 다양한 색깔을 내는 성간 구름이다. 이온화의 가장 주된 이유는 근처의 항성에서 나온 고에너지 광자이다. 발광 성운의 종류로는 새로 태어나는 무거운 항성을 끼고 있는 H II 영역과 뜨거운 항성핵이 기체 입자를 이온화시키는 행성상 성운이 있다.
  • Uma nebulosa de emissão é uma nebulosa que rodeia a uma estrela quente e difunde a energia recebida em forma de radiação, com um espectro marcado por linhas brilhantes de hidrogénio.A cor vermelha característica de muitas destas nebulosas é devida, justamente, à linha alfa de hidrogénio.Um exemplo de nebulosa de emissão é a nebulosa de Orion. Esta nebulosa (a 1.800 anos luz do Sol) é formada por gases que rodeiam um grupo de estrelas jovens e cujos átomos se excitam com a energia dessas estrelas.
  • Emisní mlhovina je mlhovina složená převážně z ionizovaného plynu, plazmy, který je ohříván žhavou hvězdou uvnitř. Následkem toho svítí. Jde o typ difúzní mlhoviny.Obvyklým zdrojem ionizace je ultrafialové záření blízké velmi žhavé hvězdy. Toto záření ohřívá okolní plyn a tím jej zbavuje elektronů. Elektrony se pak srážejí s atomy plynu a energii uvolní v podobě viditelného světla.Nejčetnějším typem emisní mlhoviny je HII oblast. Dále sem patří planetární mlhoviny nebo pozůstatky po výbuchu supernovy.Nejznámější emisní mlhoviny: Tarantule (NGC 2070) Mlhovina v Orionu (M 42) Krabí mlhovina (M 1) Orlí mlhovina (M 16) Mlhovina Laguna (M 8) Mlhovina Trifid (M 20)
  • Salma Bulutsusu, değişik şekillerde ışık saçan İyonize gaz bulutudur (örneğin plazma). İyonlaşma için en genel kaynak, içlerindeki sıcak yıldızdan yayılan yüksek enerjili fotonlardır. H II bölgeleri içinde salma bulutsuların değişik türleri bulunur. Yıldız oluşum bölgeleri ve genç büyük kütleli yıldızlar, yüksek enerjili fotonların kaynağıdır.
  • Una nebulosa d'emissió és un núvol de gas ionitzat, és a dir plasma que emet llum de diferents colors. Les fonts més comunes d'ionització són els fotons d'alta energia emesos per una estrella calenta propera. Entre altres tipus de nebuloses d'emissió hi ha regió HII on s'està produint la formació estel·lar i joves estrelles massives són les fonts de fotons ionitzats; i les nebuloses planetàries on el cor calent d'una estrella moribunda ionitza les capes exteriors que ha expulsat.Normalment, una estrella jove ionitzarà part del núvol on va néixer. Només les grans estrelles calentes poden despendre la quantitat d'energia necessària per ionitzar una part significativa del núvol. Sovint es tracta de tot un cúmul de joves estrelles.El color de la nebulosa depèn de la seva composició química i de la quantitat d'ionització. La majoria de les nebuloses d'emissió són vermelles a causa del predomini d'hidrogen en el gas interestel·lar, i la seva relativament baixa necessitat d'energia per la ionització. Si la quantitat d'energia és més gran, altres elements poden ionitzar fent possible nebuloses verdes i blaves. Examinant l'espectre electromagnètic de les nebuloses, els astrònoms dedueixen el contingut químic. La majoria de les nebuloses d'emissió tenen el 90% d'hidrogen, i la resta heli, oxigen, nitrogen, i altres elements. Algunes de les nebuloses d'emissió visibles més importants de l'hemisferi nord són: NGC 7000 i NGC 6960/6992 a la constel·lació del Cigne. Ben visibles són a l'hemisferi sud: la nebulosa de la Llacuna M8 / NGC 6523 a la Constel·lació del Sagitari i la nebulosa Orió M42. Més lluny a l'hemisferi sud hi ha la brillant nebulosa Carina NGC 3372.Les nebuloses d'emissió tenen sovint punts foscos resultant de núvols de pols que bloquegen la llum. La combinació de nebulosa d'emissió i núvol de pols fa que es converteixin en objectes interessant per observar, molts d'aquest objectes porten el nom d'objectes als quals s'assemblen com la nebulosa del con o la NGC7000 coneguda com a nebulosa Nord Amèrica. Algunes nebuloses estan compostes de components de reflexió i emissió com el cas de la nebulosa Trífida.
  • Mgławica emisyjna – wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.Obserwacje mgławic emisyjnych, występujących licznie poza Drogą Mleczną, są niezwykle istotne. Pozwalają między innymi określać odległości do sąsiednich galaktyk, oraz ich skład chemiczny.Mgławice emisyjne często zawierają ciemniejsze obszary, czyniąc z nich obiekty bardzo ciekawe wizualnie. Przykładem jest Mgławica Ameryka Północna, w której kombinacja obszarów jasnych i ciemnych przypomina kontynent.Bywają też mgławice zbudowane zarówno z regionów emisyjnych, jak i refleksyjnych (również ciemnych). Takim obiektem jest np. Mgławica Trójlistna Koniczyna.
  • Als Emissionsnebel (lat. emittere „aussenden“, „herauslassen“) werden in der Astronomie Wolken interstellaren Gases (Nebel) bezeichnet, die selbst Licht in verschiedensten Farben emittieren. Damit unterscheiden sie sich von Reflexionsnebeln, die lediglich eingestrahltes Licht reflektieren.Die Energiequelle, die den Nebel zum Leuchten anregt, sind üblicherweise hochenergetische Photonen eines oder mehrerer benachbarter heißer Sterne. Diese im UV strahlenden Sterne sind für das Auge nicht immer sichtbar.Zur Lichtaussendung durch die Atome des Nebelgases kommt es auf zweierlei Arten: Ionisation und Rekombination: Atomen werden zunächst durch Photonen, deren Energie höher als die notwendige Ionisationsenergie ist, Elektronen entrissen; es entstehen Ionen und freie Elektronen. Dieser Vorgang wird auch Photoionisation genannt. Die freien Elektronen können anschließend von ionisierten Atomen eingefangen werden (Rekombination), wobei die Elektronen ihre kinetische Energie in Form eines Photons wieder abgeben.Dabei wird sich ein eingefangenes Elektron zunächst meist auf einer höheren als der energetisch niedrigsten, nicht vollbesetzten Elektronenschale aufhalten, wodurch sich das Atom in einem angeregten Zustand befindet. Nach kurzer Zeit wird es aber auf eine niedrigere Schale springen und den Energieunterschied zwischen beiden Schalen in Form eines Photons charakteristischer Wellenlänge und Energie abgeben. Dies wird solange fortgesetzt, bis der Grundzustand erreicht ist, in dem zu keiner niedrigeren Schale mehr gesprungen werden kann. Anregungszustände: Ein an ein Atom gebundenes Elektron wird durch ein Photon bestimmter Energie nur auf eine höhere Elektronenschale, in einen energetisch höheren Zustand angehoben. Die Photonenenergie muss dabei genau dem Energieunterschied zwischen ursprünglicher und höherer Schale entsprechen und kann auch durch das Zusammenwirken von mehreren Photonen aufgebracht werden. Das Zurückspringen, möglicherweise in mehreren Schritten, erfolgt wie bei der Rekombination.Diese Mechanismen bewirken, dass die Spektralanalyse von Emissionsnebeln keine reine Kontinuumstrahlung zeigt, sondern diskrete, stärkere Emissionslinien auftreten.Die Sterne, die für das Leuchten der Emissionsnebel verantwortlich sind, sind meist heiße, junge Sterne der Spektralklassen O, B oder A, da nur sie die notwendige Energie abstrahlen können. Meist handelt es sich bei den Nebeln um die Überreste der Gaswolken, aus denen diese Sterne entstanden sind. Diese Art von Emissionsnebeln sind häufig H-II-Gebiete, d. h. Gebiete, in denen Wasserstoff ionisiert vorkommt.Ebenfalls zu den Emissionsnebeln gehören prinzipbedingt die planetarischen Nebel, bei denen allerdings ein heißer weißer Zwerg, also der Überrest eines Sterns, für die Erleuchtung sorgt. Hier besteht der Nebel aus den abgestoßenen äußeren Gashüllen des früheren Sterns.Die Farbe des Nebels hängt von seiner chemischen Zusammensetzung und von der Energie des eingestrahlten Lichts ab. Wegen der Häufigkeit von Wasserstoff im interstellaren Gas und seiner relativ niedrigen Ionisationsenergie leuchten viele Nebel mit dem für ihn charakteristischen Rot bei einer Wellenlänge von 656,3 nm. Steht noch mehr Energie zur Verfügung, ist es auch möglich, dass andere Elemente ionisiert werden, und Nebel mit grüner und blauer Farbe entstehen. Aus dem Spektrum eines Nebels können Astronomen die enthaltenen Elemente bestimmen. Die meisten Emissionsnebel bestehen zu 90 % aus Wasserstoff, des Weiteren aus Helium, Sauerstoff, Stickstoff und anderen Elementen.Schöne Beispiele für Emissionsnebel sind der Lagunennebel M 8 und der Orionnebel M 42.Emissionsnebel enthalten oftmals dunklere Regionen, wo dichte Staubwolken, so genannte Dunkelwolken, kein Licht hindurchlassen. Solche Kombination von Emissionsnebeln und Dunkelwolken ergeben interessant aussehende Objekte, deren Form häufig die Namensgebung beeinflusste, so z. B. beim Konusnebel NGC 2264.Emissions- und Reflexionsnebel können häufig zusammen beobachtet werden und werden manchmal zusammengefasst als diffuse Nebel bezeichnet. Beispiele dafür sind der Omeganebel M 17 und der Trifidnebel M 20.
  • 輝線星雲(きせんせいうん、Emission Nebula )はさまざまな色の光を放出している電離ガスからなる天体である。ガスを電離するエネルギー源として最も典型的なものは星雲の近くにある高温の恒星から放出される高エネルギーの光子である。光源となる恒星がO型やB型のような若い大質量星の場合には星雲はHII領域と呼ばれ、古い白色矮星の場合には惑星状星雲と呼ばれるが、発光の機構はどちらもほぼ同じである。
  • Una nebulosa a emissione è una nube interstellare di gas ionizzato che emette luce di vari colori. L'origine più comune della ionizzazione sono fotoni ad alta energia emessi da una vicina stella calda. Se la stella è una giovane stella massiccia, tipo O o B, la nebulosa è chiamata regione H II. Se è prodotta da una stella collassata in una nana bianca, la nebulosa è chiamata nebulosa planetaria.
  • Эмиссионная туманность — облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей. Среди них — области H II, в которых происходит формирование новых звёзд, и источниками ионизирующих фотонов являются молодые, массивные звезды, а также планетарные туманности, в которых умирающая звезда отбросила свои верхние слои, и обнажившееся горячее ядро их ионизирует.
  • Az emissziós köd ionizált gázból (plazmából) álló, változatos színekben világító csillagközi felhő. Az ionizáció forrását a közeli csillagokból érkező nagyenergiájú fotonok jelentik. Két különböző módon jöhet létre a fény kisugárzása: Ionizációval és rekombinációval: a köd atomjairól az ionizációs szintet meghaladó energiával rendelkező fotonok elektronokat szakítanak le. Az ionizált atomok a szabad elektronokat újra befoghatják; e folyamat során az elektronok mozgási energiájuk egy részét foton formában leadják. A befogás során az atom gyakran gerjesztett állapotúvá válik, mivel az elektron nem a legalacsonyabb, még betöltetlen héjra kerül. Az elektron azonban rövid idő elteltével alacsonyabb héjra ugrik, és a héjak közötti energiakülönbséget meghatározott hullámhosszú és energiájú foton formájában kisugározza. Ez a folyamat addig tart, amíg az elektron eléri a legalacsonyabb, még betöltetlen héjat. Gerjesztéssel: egy atomhoz kötött elektron meghatározott energiájú foton behatásának köszönhetően magasabb energiájú elektronhéjra ugrik. A foton, illetve a fotonok által átadott energiának pontosan meg kell egyeznie a két héj közötti energiakülönbséggel. A rekombinációs folyamat okozza azt, hogy az elektron az eredeti héjra visszaugrik, és közben fotont (fotonokat) bocsát ki.A két folyamat okozza azt, hogy az ilyen ködök színképe nem folytonos, hanem erős emissziós vonalakból áll.Az emissziós ködök legfontosabb típusai a H II régiók, amelyeknek a belsejében csillagképződés zajlik, így a fiatal csillagok szolgáltatják a világításhoz szükséges energiát, valamint a planetáris ködök, amelyek a haldokló csillagok által ledobott gázburokból alakulnak ki és a csillag forró magja okozza az ionizációt.Ezek a ködök legtöbbször gázfelhők maradványai, melyekből a ködöt megvilágító – gyakran O, B vagy A színképtípusú – csillagok létrejöttek. A köd színe egyrészt kémiai összetételétől, másrészt a besugárzott fény energiájától függ. Mivel az univerzumban a hidrogén a leggyakoribb csillagközi gáz, és mivel viszonylag alacsony az ionizációs energiaküszöbe, így sok köd a hidrogénre jellemző vörös színben, 652 nm-es hullámhosszon világít. Amennyiben a besugárzott energia elegendő, úgy más atomok és molekulák is ionizálódhatnak, mely a ködnek zöld vagy kék színt kölcsönöz. A köd színéből megállapítható annak összetétele: a legtöbb emissziós köd 90%-ban hidrogénből áll, mely mellé hélium, oxigén, nitrogén és egyéb elemek is vegyülnek.
  • Een emissienevel is een diffuse nevel die aan de hemel zichtbaar is doordat het aanwezige gas en stof in de nevel door sterren in de buurt wordt verhit en geïoniseerd.Deze verhitting gebeurt meestal door jonge sterren die net uit het gas en stof van de nevel zijn ontstaan. De verhitting zorgt er voor dat het gas en stof energie opnemen. Deze energie wordt vervolgens weer vrijgegeven door het uitzenden van straling: vandaar de naam emissienevel (van de emissie van straling).Voorbeelden van emissienevels zijn H-II-gebieden, planetaire nevels, supernovaresten, en Herbig-Haro-objecten.Omdat interstellaire materie veelal uit waterstof bestaat wordt het licht in H-II-gebieden vooral in de lijnen van het waterstofspectrum uitgezonden. De Hα-lijn van de Balmerreeks bij 656,3 nm geeft H-II-gebieden hun karakteristieke rode kleur.In planetaire nevels is het zichtbare licht een combinatie van verschillende spectraallijnen. In bijgaande afbeelding van de Ringnevel is het heetste gas (blauw) geïoniseerd helium bij 469 nm, groen is koeler dubbel geioniseerd zuurstof bij 500,7 nm, en rood nog koeler geïoniseerd stikstof bij 658 nm.In supernovaresten zoals de Krabnevel wordt het zichtbare licht deels veroorzaakt door synchrotronstraling (blauw) uitgezonden door bewegingen van elektronen in het magneetveld van de neutronenster en door resten van de uitgestoten schil, zichtbaar in verschillende spectraallijnen.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 20000 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 3762 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 45 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 103265628 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:commons
  • Category:Emission nebulae
prop-fr:commonsTitre
  • les nébuleuses à émission
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdf:type
rdfs:comment
  • En astronomie, les nébuleuses en émission sont des nuages de gaz ionisé dans le milieu interstellaire qui absorbent la lumière d'une étoile chaude proche et la réémettent sous forme de couleurs variées à des énergies plus basses.↑ Koupelis, Th. 2011. 'In Quest of 'The Universe. Chapitre 13,1. Jones and Bartlett Publishers
  • An emission nebula is a cloud of ionized gas emitting light of various colors. The most common source of ionization is high-energy photons emitted from a nearby hot star. Among the several different types of emission nebulae are H II regions, in which star formation is taking place and young, massive stars are the source of the ionizing photons; and planetary nebulae, in which a dying star has thrown off its outer layers, with the exposed hot core then ionizing them.
  • 발광성운(發光星雲)은 이온화된 기체가 다양한 색깔을 내는 성간 구름이다. 이온화의 가장 주된 이유는 근처의 항성에서 나온 고에너지 광자이다. 발광 성운의 종류로는 새로 태어나는 무거운 항성을 끼고 있는 H II 영역과 뜨거운 항성핵이 기체 입자를 이온화시키는 행성상 성운이 있다.
  • Salma Bulutsusu, değişik şekillerde ışık saçan İyonize gaz bulutudur (örneğin plazma). İyonlaşma için en genel kaynak, içlerindeki sıcak yıldızdan yayılan yüksek enerjili fotonlardır. H II bölgeleri içinde salma bulutsuların değişik türleri bulunur. Yıldız oluşum bölgeleri ve genç büyük kütleli yıldızlar, yüksek enerjili fotonların kaynağıdır.
  • 輝線星雲(きせんせいうん、Emission Nebula )はさまざまな色の光を放出している電離ガスからなる天体である。ガスを電離するエネルギー源として最も典型的なものは星雲の近くにある高温の恒星から放出される高エネルギーの光子である。光源となる恒星がO型やB型のような若い大質量星の場合には星雲はHII領域と呼ばれ、古い白色矮星の場合には惑星状星雲と呼ばれるが、発光の機構はどちらもほぼ同じである。
  • Una nebulosa a emissione è una nube interstellare di gas ionizzato che emette luce di vari colori. L'origine più comune della ionizzazione sono fotoni ad alta energia emessi da una vicina stella calda. Se la stella è una giovane stella massiccia, tipo O o B, la nebulosa è chiamata regione H II. Se è prodotta da una stella collassata in una nana bianca, la nebulosa è chiamata nebulosa planetaria.
  • Mgławica emisyjna – wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.Obserwacje mgławic emisyjnych, występujących licznie poza Drogą Mleczną, są niezwykle istotne.
  • Uma nebulosa de emissão é uma nebulosa que rodeia a uma estrela quente e difunde a energia recebida em forma de radiação, com um espectro marcado por linhas brilhantes de hidrogénio.A cor vermelha característica de muitas destas nebulosas é devida, justamente, à linha alfa de hidrogénio.Um exemplo de nebulosa de emissão é a nebulosa de Orion.
  • Una nebulosa d'emissió és un núvol de gas ionitzat, és a dir plasma que emet llum de diferents colors. Les fonts més comunes d'ionització són els fotons d'alta energia emesos per una estrella calenta propera.
  • Az emissziós köd ionizált gázból (plazmából) álló, változatos színekben világító csillagközi felhő. Az ionizáció forrását a közeli csillagokból érkező nagyenergiájú fotonok jelentik. Két különböző módon jöhet létre a fény kisugárzása: Ionizációval és rekombinációval: a köd atomjairól az ionizációs szintet meghaladó energiával rendelkező fotonok elektronokat szakítanak le.
  • Als Emissionsnebel (lat. emittere „aussenden“, „herauslassen“) werden in der Astronomie Wolken interstellaren Gases (Nebel) bezeichnet, die selbst Licht in verschiedensten Farben emittieren. Damit unterscheiden sie sich von Reflexionsnebeln, die lediglich eingestrahltes Licht reflektieren.Die Energiequelle, die den Nebel zum Leuchten anregt, sind üblicherweise hochenergetische Photonen eines oder mehrerer benachbarter heißer Sterne.
  • Una nebulosa de emisión es una nebulosa que emite en virtud de la ionización del gas que la compone. El mecanismo excitatriz más común es la presencia cercana de una o varias estrellas calientes; la energía recibida de la estrella se difunde en forma de radiación, con un espectro marcado por líneas brillantes del hidrógeno.
  • Emisní mlhovina je mlhovina složená převážně z ionizovaného plynu, plazmy, který je ohříván žhavou hvězdou uvnitř. Následkem toho svítí. Jde o typ difúzní mlhoviny.Obvyklým zdrojem ionizace je ultrafialové záření blízké velmi žhavé hvězdy. Toto záření ohřívá okolní plyn a tím jej zbavuje elektronů. Elektrony se pak srážejí s atomy plynu a energii uvolní v podobě viditelného světla.Nejčetnějším typem emisní mlhoviny je HII oblast.
  • Een emissienevel is een diffuse nevel die aan de hemel zichtbaar is doordat het aanwezige gas en stof in de nevel door sterren in de buurt wordt verhit en geïoniseerd.Deze verhitting gebeurt meestal door jonge sterren die net uit het gas en stof van de nevel zijn ontstaan. De verhitting zorgt er voor dat het gas en stof energie opnemen.
  • Эмиссионная туманность — облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей.
rdfs:label
  • Nébuleuse en émission
  • Emisní mlhovina
  • Emissienevel
  • Emission nebula
  • Emissionsnebel
  • Emissziós köd
  • Mgławica emisyjna
  • Nebulosa a emissione
  • Nebulosa d'emissió
  • Nebulosa de emisión
  • Nebulosa de emissão
  • Salma bulutsusu
  • Эмиссионная туманность
  • 輝線星雲
  • 발광성운
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:type of
is skos:subject of
is foaf:primaryTopic of