Olasılık kuramı ve istatistik bilim dallarında t-dağılımı ya da Student'in t dağılımı genel olarak örneklem sayısı veya sayıları küçük ise ve anakütle normal dağılım gösterdiği varsayılırsa çıkartımsal istatistik uygulaması için çok kullanılan bir sürekli olasılık dağılımıdır. Çok popüler olarak tek bir anakütle ortalaması için güven aralığı veya hipotez sınaması ve iki anakütle ortalamasının arasındaki fark için güven aralığı veya hipotez sınamasında, yani çıkarımsal istatistik analizlerde, uygulama görmektedir.
Olasılık kuramı ve istatistik bilim dallarında ki-kare dağılım özellikle çıkarımsal istatistik analizde çok geniş bir pratik kullanım alanı bulmuştur.
Viskozite, akmazlık veya ağdalık, akışkanlığa karşı direnç. Viskozite, bir akışkanın, yüzey gerilimi altında deforme olmaya karşı gösterdiği direncin ölçüsüdür. Akışkanın akmaya karşı gösterdiği iç direnç olarak da tanımlanabilir. Viskozitesi yüksek olan sıvılar ağdalı olarak tanımlanırlar.
Einstein alan denklemleri ya da Einstein denklemleri, yüksek hız ve büyük kütlelerde geçerli olan uzayzamanın geometrisi ile enerji ve momentum dağılımını ilişkilendiren doğrusal olmayan diferansiyel denklemler kümesidir. Einstein, bu denklemleri ilk kez 1915 yılında yayımlamıştır.
Olasılık kuramı ve istatistik bilim kollarında, F-dağılımı bir sürekli olasılık dağılımdır. Bu dağılımı ilk bulan istatistikçiler olan R.A. Fisher veGeorge W. Snedecor adlarına bağlı olarak Snedecor'un F dağılımı veya Fisher-Snedecor dağılımı olarak da anılmaktadir.
Parçacık fiziğinde pion π0, π+ ve π−'den oluşan üç atom atomaltı parçacığın ortak adıdır. Pionlar en hafif mezonlardır ve güçlü nükleer kuvvetin düşük enerjili durumlarını açıklamakta önemli bir rolü vardır.
Genç yıldız cismi (GYC) genç yıldız nesnesi (GYN) yıldız evriminin ilk aşamasında yıldızın anakol evresine gelmeden önceki evresidir.
Yılmaz kütleçekim kuramı, Türk teorik fizikçi Hüseyin Yılmaz (1924-2013) tarafından ortaya atılan ve daha sonra birkaç kişinin de birlikte katkı verdiği, düşük çekimli alanlarda Einstein'ın genel görelilik kuramı ile örtüşen ancak olay ufkuna izin vermeyen dolayısıyla da karadelik içermeyen klasik alanlı bir çekim kuramıdır.
IC 443 İkizler takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 5.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir süpernova kalıntısı. Max Wolf tarafından 25 Eylül 1892 tarihinde keşfedilmiştir.
Lommel diferansiyel denklemi Bessel diferansiyel denklemi'nin homojen olmayan formudur:
Lommel polinomu Rm,ν(z), Eugen von Lommel (1871) tarafından tanıtıldı,içinde 1/zolan polinom yinelemeli ilişki veriyor.
Beta Caeli, Çelikkalem takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 90 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Görünen büyüklüğü +5,05'dir ve F-tipi ana-kol yıldızı olarak sınıflandırılır. Güneş'ten altı kat daha parlaktır.
Gama1 Caeli, Çelikkalem takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 185 ışık yılı uzaklıkta bulunan çift yıldızdır. Parlak bileşeni görünen büyüklüğü +4,55 olan, K-tipi turuncu bir devdir. Arkadaşı ise, 3,1 yay-saniye uzaklıkta bulunan ve büyüklüğü sekiz olan bir yıldızdır.
Gama2 Caeli, Çelikkalem takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 334 ışık yılı uzaklıkta bulunan ikili yıldızdır.
Delta Caeli, Çelikkalem takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 771 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Görünen büyüklüğü +5,07 olan δ Caeli, B-tipi mavi-beyaz bir altdevdir.
Zeta Caeli, Çelikkalem takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 514 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Görünen büyüklüğü +6,36 olan yıldız, K-tipi turuncu bir altdevdir.
Nu Eridani, Irmak takımyıldızı içinde yer alan ve yaklaşık olarak 674 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Tayf sınıfı B2 III olan mavi altdev yıldızın görünen parlaklığı +3,92 kadirdir.
Nu Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 514 ışık yılı uzaklıkta bulunan B-tipi mavi bir anakol yıldızıdır.
Bu liste Karina Takım Yıldızındaki dikkate değer yıldızlar listesi olup, azalan parlaklığa göre sıralanmıştır.
Parçacık fiziğinde elektrozayıf etkileşim, doğanın bilinen iki veya dört temel etkileşiminin birleşimin bir tanımıdır: elektromanyetizm ve zayıf etkileşim. Her gün düşük enerjilerde, bu iki kuvvet çok farklı oluşsa da, teori modelleri aynı kuvvetin iki farklı etkisi gibidir. Yukarıdaki birleştirme enerjisi, yaklaşık 100 GeV, tek bir elektrozayıf kuvvet oluşturabilir. Bu yüzden, eğer evren yeterince sıcaksa (Big Bang'den kısa bir sonra olan bir sıcaklık ortalama 1015 K), elektromanyetik kuvvet ve zayıf kuvvet birleşmiş bir elektrozayıf kuvvete dönüşür. Elektrozayıf dönem boyunca, zayıf kuvvet güçlü kuvvetten ayrılır. Kuark dönem boyunca, elektrozayıf kuvvet elektromanyetik ve zayıf kuvvetten ayrılır.
