Blaze7451/Wiki-vi-20250601 huggingface dataset:
Black Widow (bài hát của Pristin)

Black Widow là bài hát được thu âm bởi nhóm nhạc nữ Hàn Quốc Pristin cho album mini đầu tiên của họ Hi! Pristin (2017). Nó được phối lại và sau đó được phát hành dưới dạng đĩa đơn thứ hai của album vào ngày 19 tháng 5 năm 2017. Bài hát được viết bởi các thành viên Roa và Sungyeon, cũng như Simon Petrén và Ylva Dimberg.

**Bối cảnh và phát hành**
Sau chương trình giới thiệu cho đĩa đơn đầu tay "Wee Woo" kết thúc, vào ngày 15 tháng 5, Pristin sẽ quảng bá "Black Widow" như một món quà đặc biệt cho người hâm mộ. Vài ngày sau, vào ngày 19 tháng 5, một phiên bản phối lại của bài hát đã được phát hành trên các nhà bán lẻ kỹ thuật số Hàn Quốc. Mặc dù nó không nhận như một video âm nhạc chuẩn, một video luyện tập vũ đạo với toàn bộ vũ đạo cho bài hát đã được phát hành thông qua kênh YouTube chính thức của Pristin vào ngày 14 tháng 5.

**Soạn nhạc**
"Black Widow" là một bài hát uptempo với nhịp đập bẫy, thể hiện mặt tối và gợi cảm của Pristin. Bài hát được sáng tác bởi thành viên của nhóm là Simon Petrén, Ylva Dimberg và Jo Michelle. Phiên bản được phối lại bởi Anchor.

**Quảng bá**
Phiên bản album của "Black Widow" đã được trình diễn lần đầu tiên trong một buổi giới thiệu được tổ chức để quảng bá Hi! Pristin vào ngày 22 tháng 3. Trong chương trình quảng bá cho single "Wee Woo", Pristin cũng một thời gian ngắn thực hiện bài hát trên một vài chương trình âm nhạc được lựa chọn, bao gồm M Countdown của Mnet. Sau khi các chương trình khuyến mãi được kết thúc, nhóm đã quảng bá phiên bản phối lại của "Black Widow" trong cả tuần dưới dạng đĩa đơn thứ hai của album, cũng được các chương trình âm nhạc gọi là "phiên bản ma cà rồng". Họ bắt đầu trên The Show của SBS MTV vào ngày 16 tháng 5, Show Champion của MBC Music vào ngày 17, và Inkigayo của SBS vào ngày 21. Bài hát cũng được thực hiện trong thời gian lễ hội KCON ở Nhật Bản vào ngày 19. Mặc dù quảng bá, 'Black Widow' thất bại trong việc xác lập vị trí trên các bảng xếp hạng âm nhạc.

**Track listing**

**Lịch sử phát hành**

**Tham khảo**
Thể loại:Bài hát năm 2017
Thể loại:Đĩa đơn năm 2017
Thể loại:Bài hát nhạc dance-pop
Thể loại:Bài hát hip hop
Thể loại:Bài hát tiếng Triều Tiên
Thể loại:Bài hát Hàn Quốc
Carabao (Ban nhạc)

Carabao (tiếng Thái: คาราบาว) là ban nhạc Thái Lan rất nổi tiếng của hãng Warner Music Thailand được thành lập vào năm 1981.

**Các cột mốc đáng nhớ**

**Album**
1981	Lung Khii Maw
*1982	Pae Khaai Khuat
*1983	Waniphok
*1983	Th. Thahaan Ot Thon
*1984	Made In Thailand
*1985	Ameerikooi
*1986	Prachaathippatai
*1987	Welcome To Thailand
*1988	Thap Lang
*1990	Haam Chot Khwaai
*1991	Wichaa Phae
*1992	Satcha Sip Prakan
*1993	Chang Hai
*1994	Khon Saang Chaat
*1995	Chaek Kluai...
*1995	Haak Huachai Yang Rak Khwaai
*1997	Senthaang Saai Plaa Daek
*1997	Che Yang Mai Taai
*1998	Ameerikan Anthaphaan
*1998	Phoo Juu Phoo Kin
*2000	Siam Lor Tue
*2001	Sao Bia Chang
*2002	Nak Soo Poo Ying Yai
*2005	Samakki Thailand
*2007	25 Pee Luk Lung Khee Mao
*2009	Ho
*2013	Sawadii Phrathet Thai

**Tham khảo**
Thể loại:Ban nhạc Thái Lan
Thể loại:Ban nhạc rock
Thể loại:YouTuber Thái Lan
Thể loại:Nghệ sĩ của Warner Music Group
Scratch

Scratch  có thể đề cập đến:

**Người**
 Scratch (nhạc sĩ), nghệ sĩ hip-hop người Mỹ- Lee "Scratch" Perry, nghệ sĩ người Jamaica

**Nghệ thuật, giải trí và truyền thông**

**Nhân vật hư cấu**
 Scratch (robot), trong phim The Adventures of Sonic the Hedgehog- Scratch, nhân vật hư cấu trong Gobots

**Phim**
 Scratch (phim 2001)- Scratch (phim 2008)- Scratch (phim 2010)- Scratch (phim 2015)

**Âm nhạc**

**Nhóm**
 Scratch band, tên gọi chỉ những ban nhạc chơi nhạc fungi- Scratch Orchestra- Scratch Track, ban nhạc Mỹ

**Album**
 Scratch (album của Kenny Barron), 1985- Scratch (album của Kaela Kimura), 2007- Scratch (soundtrack), soundtrack của phim tài liệu cùng tên năm 2001- Scratch, album trực tiếp năm 1974 của The Crusaders- Peter Gabriel (album 1978), album của nghệ sĩ cùng tên, còn được gọi là Scratch

**Bài hát**
 "Scratch", bài hát của Morphine từ album Yes- "Scratch", bài hát của The Surfaris từ album Hit City '64

**Khác**
 Scratch (tạp chí), tạp chí hip-hop- Scratch Radio, trạm radio ở Birmingham, Anh- Scratches (video game), trò chơi phiêu lưu kinh dị phát hành năm 2006

**Điện toán và công nghệ**
 Scratch (ngôn ngữ lập trình), ngôn ngữ lập trình mang tính giáo dục phát triển bởi MIT- Scratch space

**Thể thao**
 Scratch (ngựa), một con ngựa đua ở Pháp
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Общий отдел ЦК КПСС), là cơ quan trực thuộc Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô. Ban được thành lập vào năm 1920 với tên gọi là Ban Công tác Bí mật Trung ương Đảng Cộng sản Nga (Bolshevik), bị bãi bỏ ngày 29/8/1991 liên quan đến việc dừng hoạt động của Đảng Cộng sản Liên Xô bởi nghị quyết của Xô Viết Tối cao Liên Xô.

**Hoạt động**
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô với nhiệm vụ chính tổng hợp văn kiện, nghị quyết,... và các vấn đề tài chính Đảng, cũng như giám sát việc tuân thủ chế độ bí mật trong các cơ quan Đảng, lưu trữ thông tin các cá nhân của Đảng và Nhà nước Liên Xô, nên trở thành một trong những ban có ảnh hưởng nhất ở Liên Xô. Thông qua Ban Tổng vụ toàn bộ văn bản của Trung ương Đảng, bao gồm các tài liệu về KGB của Liên Xô đều được lưu trữ.
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô còn chịu trách nhiệm chuẩn bị tài liệu cho các cuộc họp của Bộ Chính trị gồm chương trình nghị sự, ghi chú và tài liệu tham khảo, đề xuất và dự thảo quyết định đã được Ban chuẩn bị và gửi cho các ủy viên và ủy viên dự khuyết Bộ Chính trị. Lãnh đạo ban là Trưởng ban và phó trưởng ban, ngoài ra, cũng tham gia trong tất cả các cuộc họp của Bộ Chính trị (Đoàn chủ tịch) và Ban Bí thư Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô. Trong cơ cấu bộ máy của Trung ương Đảng, Ban Tổng vụ có số lượng nhân viên lớn nhất trong Trung ương Đảng: năm 1982, nó có số lượng 232 nhân viên.
Ban Tổng vụ lưu giữ rất nhiều tài liệu bí mật của Đảng Cộng sản Liên Xô

**Tên gọi**
Ban Tổng hợp có nhiều tên gọi khác nhau đến năm 1954 lấy tên là Ban Tổng hợp- 1920 Ban Công tác Bí mật Trung ương Đảng (Секретно-оперативный отдел ЦК) - 12/9/1921 Văn phòng Ban Bí thư Trung ương Đảng (Бюро Секретариата ЦК)- 19/3/1926 Ban Bí mật Trung ương Đảng (Секретный отдел ЦК)- 1934 Ban Đặc biệt Trung ương Đảng (Особый сектор ЦК)- 10/1952 Ban Công tác Đặc biệt Trung ương Đảng (Особый сектор ЦK)- 10/1952 Văn phòng Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng (Канцелярия Президиума ЦК)- 1952 Ban thư ký kỹ thuật Trung ương Đảng (Технический Секретариат ЦК)- 13/3/1953 Ban Tổng vụ Ban Bí thư Trung ương Đảng (Общий отдел Секретариата ЦК)- 1954 Ban Tổng vụ Trung ương Đảng (Общий отдел ЦК)

**Lãnh đạo**
 Nikolai Smirnov (12/9/1920 – 20/8/1922)- Hamayak Nazaretyan (20/8/1922 – 1/11/1924)- Lev Mekhlis (1/11/1924 – 22/1/1926)- Ivan Tovstukha (22/1/1926 – 16/7/1930)- Alexander Poskrebyshev (16/7/1930 – 15/8/1952)- Dmitri Sukhanov (15/8/1952 – 20/2/1955)- Vladimir Malin (20/2/1955 – 30/8/1965)- Konstantin Chernenko (30/81965 – 12/11/1982)- Klavdii Bogolyubov (12/11/1982 – 24/5/1985)- Anatoly Lukyanov (24/5/1985 – 17/1/1987)- Valery Boldin (17/1/1987 – 3/5/1991)- Pavel Laptev (3/5/1991 – 29/8/1991)

**Tham khảo**

**Xem thêm**

**Liên kết ngoài**
Thể loại:Đảng Cộng sản Liên Xô
Thể loại:Khởi đầu năm 1920 ở Nga
Thể loại:Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô
Thể loại:Tổ chức thành lập năm 1920
Cáp (họ)

Họ Cáp có nguồn gốc từ Ân Thi, Hưng Yên. Tiền thân có tên họ là Cái. Vào thời Hậu Lê, cụ Cái Văn Phùng đổi sang họ Cáp (có thể do phạm húy) để thi cử. Sau đó cụ đỗ tiến sĩ và hiện tại trên bia đá Văn miếu Quốc Tự Giám vẫn còn lưu danh là Cáp Phùng (đỗ Tiến Sĩ năm 1463). Sau này những ai mang họ Cáp đều là hậu duệ của cụ. Do cuộc sống mưu sinh và các biến cố của lịch sử như thế kỷ 15 theo chúa Nguyễn Hoàng, năm 1954, sau 1975 con cháu họ Cáp (Cái) đã và đang sinh sống rải rác hầu như tất cả các vùng miền của cả nước. Theo tư liệu thống kê sơ bộ con cháu họ Cáp đã lập nhà thờ Cáp Tộc ở các địa phương như: Ân Thi, Hưng Yên; Hải Xuân, Hải Lăng, Quảng Trị; ở Cầu Hai, Huế (Cái tộc); Xuyên Mộc, Vũng Tàu; Tánh Linh, Bắc Ruộng, Bình Thuận. Hiện nay vẫn chưa thống kê được số dân của dòng họ là bao nhiêu.

**Tham khảo**
Có giai thoại nói rằng:"Ngày xưa có một nho sinh họ Cái tham gia thi Hương 2 lần vẫn không đỗ. Nhưng tục lệ lúc đó là không cho thi 3 lần, nên ông ta thêm dấu vào trong chữ họ "Cái"- tiếng Hán thành họ Cáp. Sau đó đỗ tiến sỹ và là người khai sinh họ Cáp bây giờ thành.
Thể loại:Họ người Việt Nam
Đi đứng bằng ba chân

Cá đi đứng bằng ba chân nằm dưới đáy đại dương bằng ba gai có nguồn gốc từ vây.
Đi đứng bằng ba chân hay Tripedalism (bắt nguồn từ tiếng Latin tri = ba + ped = chân) là kiểu di chuyển sử dụng ba chân. Người ta phỏng đoán rằng các loài vẹt (Psittaciformes) sử dụng kiểu đi bằng ba chân trong quá trình leo trèo, mặc dù điều này chưa được ghi nhận kỹ càng trong các tài liệu khoa học. Kiểu đi đứng bằng ba chân còn được quan sát bởi K. Hunt ở loài linh trưởng. Điều này thường được quan sát thấy khi con vật đang sử dụng một chi để nắm lấy vật mang theo và do đó đây là kiểu đi đứng không chính thức. Ngoài loài vẹt được phỏng đoán, không có loài nào được biết đến có kiểu di chuyển đi đứng bằng ba chân là kiểu chuẩn, mặc dù sự di chuyển của một vài loài thuộc họ Chân to như kangaroo có xuất hiện việc dồn trọng lượng của chúng lên cơ đuôi và hai chân sau, có thể là một ví dụ đi đứng bằng ba chân trong các kiểu di chuyển ở động vật. Còn có các loài cá ba chân. Một số loài cá này nằm dưới đáy đại dương trên hai tia vây từ hai vây bụng và một tia vây từ vây đuôi.
Một con vẹt đực leo từ khúc gỗ qua cái thang
Đi đứng bằng ba chân khác với kiểu đi đứng bằng hai chân thường gặp ở các loài động vật hai chân và đi đứng bằng bốn chân ở các loài động vật có bốn chân.

**Cụt chi ở các loài đi đứng bằng bốn chân và đột biến sinh học**
Có một vài loài động vật ba chân trên thế giới ngày nay, được đặt tên dựa theo các loài có bốn chân (các vật nuôi như chó hay mèo) có một chi bị cụt. Với việc điều trị y khoa đúng cách, hầu hết những con vật bị thương này có thể sống một cuộc sống khá bình thường, mặc dù việc đi đứng bằng ba chân của chúng là không phải do yếu tố tự nhiên. Cũng có vài trường hợp đột biến sinh học hoặc bất thường bẩm sinh ở động vật (cũng như con người) khiến chúng chỉ còn ba chân.date=September 2016

**Thần thoại và truyện hư cấu về đi đứng bằng ba chân**
 Kim Thiềm- Quạ ba chân

**Xem thêm**
 Đi đứng bằng hai chân- Đi đứng bằng bốn chân- Di chuyển trên cạn- Động vật bốn chân

**Tham khảo**
Thể loại:Giải phẫu học động vật
Thể loại:Tập tính học
Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Постоянные комиссии при Президиуме ЦК КПСС) là ủy ban thường trực của Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Bộ Chính trị Đảng Cộng sản Liên Xô) trong thời gian từ 1952-1953.

**Lịch sử**
Trong thời kỳ Stalin nằm quyền, do muốn kiểm soát được thông tin và nhận trực tiếp thông tin từ các vấn đề quan trọng, Stalin đã lập một số Ủy ban Thường vụ thuộc Bộ Chính trị. Tháng 4/1937, Bộ Chính trị thành lập Ủy ban Thường vụ vấn đề bí mật và chính sách đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) (Постоянная комиссия по вопросам секретного характера и вопросам внешней политики при Политическом бюро ЦК ВКП(б)) và Ủy ban Thường vụ vấn đề Kinh tế Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) (Постоянная комиссия по вопросам хозяйственного характера при Политическом бюро ЦК ВКП(б)).
Tháng 12/1945, Bộ Chính trị thành lập Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) (Постоянная комиссия по внешним делам при Политическом бюро ЦК ВКП(б))
Vào ngày 18/10/1952, tại cuộc họp Đoàn chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô, Ủy ban Thường vụ Đối ngoại thuộc Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (Bolshevik) đã được chia thành ba Ủy ban Thường vụ thuộc Ban Chấp hành Trung ương Đảng.
Sau khi Stalin qua đời, các ủy ban thường vụ lần lượt bị bãi bỏ. Ủy ban Thường vụ về các vấn đề đối ngoại và quốc phòng đã bị bãi bỏ vào ngày 5/3/1953, ủy ban về các vấn đề tư tưởng đã bị bãi bỏ vào ngày 21/03/1953.

**Ủy ban Thường vụ Quốc phòng Trung ương Đảng**

**Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Trung ương Đảng**

**Ủy ban Thường vụ Tư tưởng Trung ương Đảng**

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
Thể loại:Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô
Thể loại:Đảng Cộng sản Liên Xô
Hội sinh thái

Hội (hay bang hội sinh thái) là bất kỳ nhóm loài nào khai thác cùng một tài nguyên hoặc khai thác các tài nguyên khác nhau theo những cách liên quan. Không cần thiết rằng các loài trong hội chiếm giữ các hốc sinh thái giống nhau, hoặc thậm chí tương tự. Một hốc sinh thái được định nghĩa là vai trò của một sinh vật trong cộng đồng của nó, tức là cá thể phân hủy, hay cá thể sản xuất chính, v.v... hội được xác định theo vị trí, thuộc tính hoặc hoạt động của các loài thành phần. Ví dụ, chế độ thu nhận chất dinh dưỡng, tính cơ động và khu vực sinh sống mà các loài chiếm giữ hoặc khai thác có thể được sử dụng để xác định hội. Số lượng hội chiếm một hệ sinh thái được gọi là sự chênh lệch của nó. Các thành viên của hội trong một hệ sinh thái nhất định có thể cạnh tranh các nguồn tài nguyên, như không gian hoặc ánh sáng, trong khi hợp tác chống lại áp lực gió, thu hút côn trùng thụ phấn hoặc phát hiện động vật săn mồi, như xảy ra giữa linh dương và ngựa vằn sống ở thảo nguyên.
Một hội thường không có ranh giới nghiêm ngặt, hoặc thậm chí được xác định rõ ràng, cũng không cần phải gắn kết về mặt phân loại. Một hội được xác định rộng rãi hầu như sẽ luôn có các hội nhỏ cấu thành; ví dụ, hội chăn thả sẽ có một số loài tập trung vào thức ăn thô xanh, dồi dào, trong khi những loài khác tập trung vào những cây phát triển thấp, mịn hơn. Mỗi hội trong số hai hội đó có thể được coi là hội trong bối cảnh thích hợp, và đến lượt chúng, có thể có các hội phụ trong bối cảnh chọn lọc chặt chẽ hơn. Một số tác giả thậm chí còn nói về các hội theo mô hình tài nguyên phân dạng. Khái niệm này phát sinh trong một số bối cảnh liên quan, chẳng hạn như lý thuyết trao đổi chất của sinh thái học, mô hình tỷ lệ chiếm hữu và phân tích không gian trong sinh thái học, tất cả đều là những khái niệm cơ bản trong việc xác định hội.
Một hội sinh thái không được nhầm lẫn với một nhóm taxocene, một nhóm các sinh vật liên quan đến phát sinh gen trong một cộng đồng không nhất thiết phải chia sẻ các hốc sinh thái giống nhau hoặc tương tự (ví dụ: "cộng đồng côn trùng"). Cũng không phải là một hội giống như một loài chiến lợi phẩm, những sinh vật cùng loài có những kẻ săn mồi và con mồi lẫn nhau.

**Hội ví dụ**
 Động vật ăn lá trên mặt đất - Động vật ăn lá trên tán  - Động vật ăn xác thối  - Động vật gặm cỏ - Thân thảo có hoa - Thân thảo (cỏ, bắc và cói) - Sinh vật phù du - Sinh vật hoại sinh - Cây bụi - Cây gỗ - Cây dây leo - Động vật ăn cá

**Tham khảo**
Thể loại:Sinh cảnh
Thể loại:Thuật ngữ môi trường
Thể loại:Thuật ngữ sinh thái học
Thể loại:Hệ sinh thái cộng đồng
Kepler-14b

Kepler-14b là một hành tinh ngoài hệ mặt trời trên quỹ đạo xung quanh ngôi sao chính của hệ thống sao đôi Kepler-14. Hiện tại nó là hành tinh duy nhất được biết là tồn tại trong hệ sao này. Kepler-14b có khối lượng gấp 8 lần khối lượng của Sao Mộc và có bán kính 1,14 lần so với Sao Mộc, và nó quay quanh ngôi sao chủ của nó sau mỗi 6,79 ngày. Nó được phát hiện bởi sứ mệnh Kepler do NASA dẫn đầu, ghi nhận hành tinh này là một ứng cử viên hành tinh vào đầu tháng 3 năm 2009, cùng thời điểm phát hiện năm hành tinh đầu tiên được phát hiện bởi Kepler (Kepler-4b đến Kepler-8b). Tuy nhiên, nhóm nghiên cứu không thể xác nhận hành tinh này cho đến khi quan sát theo dõi sâu rộng, vì hình ảnh độ phân giải cao đã giải quyết ngôi sao Kepler-14 như một hệ thống nhị phân quay gần. Nhóm Kepler sẽ không nhận thấy rằng Kepler-14 là một ngôi sao nhị phân chỉ dựa trên các phép đo vận tốc hướng tâm ban đầu (một phương pháp tiêu chuẩn để xác nhận sự tồn tại của một hành tinh) và nhận thấy rằng nếu họ không nhận ra điều này, dữ liệu của họ về Kepler-14b sẽ rất không chính xác.

**Khám phá**
Tàu vũ trụ Kepler của NASA, đã được phóng lên tháng 3 năm 2009, thu thập dữ liệu quang đo liên tục trong khoảng thời gian bốn tháng trong một khu vực nhỏ của bầu trời, sử dụng một kính thiên văn Schmidt 0.95m. Khi dữ liệu được thu thập trong giai đoạn này được phân tích, 1235 ứng cử viên hành tinh đã được xác định trong số 150.000 ngôi sao quan sát được; tất cả các ứng cử viên hành tinh này đều bị nghi ngờ là đang quá cảnh các ngôi sao chủ của chúng, trong đó sao định kỳ đi qua trước mặt sao chủ của nó và hơi làm mờ ngôi sao chủ này. Bởi vì dữ liệu được thu thập trên các lần quá cảnh của KOI -98 (sau này gọi là Kepler-14b) dường như rất rõ ràng để chỉ ra một hành tinh, Kepler đã xác định KOI-98 là 1 hành tinh rất sớm trong nhiệm vụ của mình. Dữ liệu về đối tượng quan tâm đã được chuyển đến Chương trình theo dõi Kepler để điều tra tiếp theo.

**Tham khảo**
Thể loại:Chòm sao Thiên Cầm
Thể loại:Hành tinh khổng lồ
Thể loại:Sao Mộc nóng
Thể loại:Thiên thể Kepler
Sinh vật phù du trong không khí

Tập tin:AeroplanctonAeroplanktonMeungSurLoire2010_(2).JPG|phải|nhỏ| Chi tiết về sự hình thành của một đám mây aeroplankton dày đặc vào lúc hoàng hôn, trên sông Loire ở Pháp. 
Aeroplankton (hay các sinh vật phù du trong không khí) là những dạng sống nhỏ bé trôi nổi và trôi dạt trong không khí, mang theo bởi các luồng gió; chúng là loài tiến hóa hội tụ trong khí quyển với sinh vật phù du trong đại dương.
Hầu hết các sinh vật phù du trong không khí có kích thước rất nhỏ đến siêu nhỏ, và nhiều người có thể khó xác định vì kích thước nhỏ bé của chúng. Các nhà khoa học có thể thu thập chúng để nghiên cứu trong bẫy và quét lưới từ máy bay, diều hoặc bóng bay.
Các sinh vật phù du bao gồm nhiều vi khuẩn, bao gồm virut, khoảng 1000 loài vi khuẩn khác nhau, khoảng 40.000 giống nấm và hàng trăm loài nguyên sinh, tảo, rêu và rêu tản. Chúng sống trong một phần của chu kỳ sống của chúng dưới dạng sinh vật phù du trong không khí, thường là bào tử, phấn hoa và hạt rải rác gió.
Một số lượng lớn động vật nhỏ, chủ yếu là động vật chân đốt (như côn trùng và nhện), cũng được đưa lên bầu khí quyển bằng dòng không khí và có thể được tìm thấy trôi nổi vài nghìn feet. Rệp, ví dụ, thường được tìm thấy ở những độ cao khác nhau.
Nhiều loài nhện cố tình sử dụng gió để tự đẩy mình. Con nhện sẽ tìm thấy một điểm thuận lợi (chẳng hạn như một nhánh, hàng rào hoặc bề mặt) và, hướng bụng của nó lên trên, đẩy các sợi tơ mịn từ các cơ quan nhả tơ của nó. Tại một số điểm, lực tác động bằng cách di chuyển không khí trên các sợi tơ đủ lớn để phóng con nhện lên không trung. Điều này được gọi là bay nổi. Những con nhện bay như vậy (ví dụ Linyphiidae) có khả năng trôi dạt cách xa nơi chúng bắt đầu. Sự linh hoạt của các đường kéo tơ của chúng có thể hỗ trợ khí động học cho chuyến bay của chúng, khiến những con nhện trôi dạt một khoảng cách khó đoán và đôi khi là dài.

**Xem thêm**
 Sinh học học không khí - Sinh vật ở độ cao lớn

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
  Sống trên không
Thể loại:Động vật học
Thể loại:Phiêu sinh vật học
Thể loại:Thuật ngữ sinh thái học
Kepler-14

Kepler-14 là một hệ thống sao đôi trong chòm sao Thiên Nga, được tàu vũ trụ Kepler nhắm tới để nghiên cứu. Nó là sao chính của một hành tinh được biết đến: Kepler-14b giống như Sao Mộc. Hình ảnh cho thấy Kepler-14 là hệ sao đôi và không phải là sao duy nhất, quá trình xác nhận đã bị kéo dài. Các ngôi sao cách nhau ít nhất 280 AU và các ngôi sao hoàn thành một quỹ đạo xung quanh một khối tâm chung cứ sau 2800 năm. Cả hai ngôi sao đều lớn hơn Mặt Trời. Chúng có độ sáng tuyệt đối tương tự nhau; tuy nhiên, ngôi sao chính sáng hơn khi nhìn từ Trái Đất.

**Lịch sử quan sát**
Đài quan sát Palomar xác nhận đã thấy Kepler-14 là một hệ sao đôi
Kepler-14 được xác định là sao chính có thể là một hành tinh trong bốn tháng đầu tiên của dữ liệu hoạt động của Kepler, bắt đầu khi NASA phóng vệ tinh vào tháng 4 năm 2009. Kepler-14 được chỉ định tạm thời với tên KOI-98. Bởi vì tín hiệu quá cảnh của Kepler-14 dường như ngụ ý rằng hành tinh có thể có quỹ đạo ngắn và ảnh hưởng rõ ràng đến độ sáng của Kepler-14, nhóm khoa học Kepler đã chuyển tiếp ứng viên đến Chương trình theo dõi Kepler (KFOP).
KFOP đã sử dụng Máy quang phổ Échelle được nuôi bằng sợi (FIES) trên Kính viễn vọng quang học Bắc Âu để đo vận tốc hướng tâm của Kepler-14 vào tháng 10 năm 2009. Các phép đo vận tốc hướng tâm khác được thu thập bằng Đài thiên văn WM Keck. Dữ liệu FIES và Keck, kết hợp với dữ liệu hình ảnh lốm đốm từ các phép đo quang học thích nghi và cận hồng ngoại WIYN tại Đài thiên văn Palomar và Đài thiên văn MMT, tiết lộ rằng Kepler-14 thực sự là một ngôi sao nhị phân gần, không thể nhận ra dữ liệu vận tốc xuyên tâm.. Do phát hiện mới này, cuộc điều tra sâu hơn về Kepler-14 đã bị hoãn lại cho đến sau khi xuất bản năm hành tinh Kepler mới đầu tiên (những hành tinh quay quanh Kepler-4, Kepler-5, Kepler-6, Kepler-7 và Kepler-8). Phân tích dữ liệu cho thấy, trong số hai ngôi sao thành phần trong hệ thống Kepler-14, cả hai ngôi sao đều có cường độ gần bằng nhau, mặc dù một trong những ngôi sao này mờ hơn. Ngôi sao sáng hơn được chỉ định là thành phần"A"và ngôi sao mờ hơn nhận được chỉ định tên là"B". Tín hiệu quá cảnh được quan sát trên quỹ đạo xung quanh thành phần A của hệ thống, nghĩa là ứng cử viên hành tinh sẽ ở trên quỹ đạo của ngôi sao chính của Kepler-14. Điều này đã được xác nhận vào ngày 7 tháng 8 năm 2010, khi Camera Hồng ngoại trên Kính viễn vọng Không gian Spitzer quan sát Kepler-14 để thu thập dữ liệu trắc quang.  Phân tích cả dữ liệu trắc quang Spitzer và dữ liệu vận tốc hướng tâm đã xác nhận ý tưởng hành tinh là nguồn gốc của tín hiệu chuyển tuyến.  Hành tinh được chỉ định là Kepler-14b, và điều này đã được công bố cùng với dữ liệu và nghiên cứu về Kepler-14 trong một bài báo tháng 6 năm 2011.

**Tham khảo**
3196
Thể loại:Sao đôi
Thể loại:Chòm sao Thiên Cầm
Thể loại:Thiên thể Kepler
Kepler-41b

Kepler-41b, trước đây gọi là KOI-196b, là một hành tinh trong quỹ đạo của ngôi sao Kepler-41. Nó là một sao Mộc nóng với mật độ của nước. Nó phản xạ khoảng một phần ba ánh sáng mà nó nhận được.

**Tham khảo**
Thể loại:Hành tinh khổng lồ
Thể loại:Chòm sao Thiên Nga
Thể loại:Thiên thể Kepler
Thể loại:Ngoại hành tinh phát hiện năm 2011
Kepler-41

Kepler-41 hoặc KOI-196 là một ngôi sao trong chòm sao Thiên Nga (Cygnus). Nó là một ngôi sao dãy chính loại G, giống như Mặt trời, và nó nằm cách hệ Mặt Trời 3.680 năm ánh sáng (1130 Parsec). Nó khá giống với Mặt trời, với 115% khối lượng của nó, bán kính 129% so với Mặt trời và nhiệt độ bề mặt là 5.750 K. Có một hành tinh ngoài hệ mặt trời được biết quay quanh Kepler-41.

**Hệ hành tinh**
Năm 2011, hành tinh Kepler-41b được phát hiện trên quỹ đạo quanh ngôi sao. Hành tinh quay quanh quỹ đạo cực kỳ gần với Kepler-41, hoàn thành quỹ đạo một lần trong 1,86 ngày. Mặc dù nhận được lượng phóng xạ lớn từ Kepler-41, bán kính của Kepler-41b ban đầu được cho là ít hơn so với Sao Mộc khiến nó trở nên khác thường đối với Sao Mộc nóng, tuy nhiên các quan sát sau đó cho thấy bán kính tăng cao tương tự như các sao Mộc nóng khác. Kepler-41b cũng khá phản chiếu ánh sáng, với suất phản chiếu hình học là 0,30.

**Tham khảo**
Thể loại:Chòm sao Thiên Nga
Thể loại:Hệ hành tinh
Thể loại:Sao dãy chính nhóm G
Thể loại:Thiên thể Kepler
Hệ vi sinh thái

Hệ vi sinh thái có thể tồn tại ở những vị trí được xác định chính xác bởi các yếu tố môi trường quan trọng trong không gian nhỏ hoặc siêu nhỏ.
Các yếu tố trong hệ vi sinh thái có thể bao gồm nhiệt độ, pH, môi trường hóa học, cung cấp chất dinh dưỡng, sự hiện diện của cộng sinh hoặc chất rắn, khí quyển (hiếu khí hoặc kỵ khí), v.v.

**Vài ví dụ**

**Hệ vi sinh thái ao hồ**
Hệ vi sinh thái với lượng nước hạn chế này thường chỉ tồn tại trong thời gian tạm thời và do đó các loài sinh vật có giai đoạn bào tử chịu hạn trong vòng đời hoặc do các sinh vật không cần phải sống trong nước liên tục. Các điều kiện hệ sinh thái áp dụng ở rìa ao điển hình có thể khác hoàn toàn so với các điều kiện xa bờ. Các hệ sinh thái nước cực kỳ hạn chế về không gian có thể được tìm thấy, ví dụ, nước được thu thập trong lá Dứa và "bình đựng" của Nắp ấm.

**Hệ vi sinh thái đất**
Hệ vi sinh thái đất điển hình có thể bị giới hạn ở mức dưới một milimet trong tổng phạm vi độ sâu của nó do sự thay đổi mạnh về độ ẩm và/hoặc thành phần khí trong khí quyển. Kích thước hạt đất và tính chất vật lý và hóa học của chất nền cũng có thể đóng vai trò quan trọng. Do chất rắn chiếm ưu thế trong các hệ thống này, chúng nổi tiếng là khó nghiên cứu bằng kính hiển vi mà không đồng thời phá vỡ sự phân bố không gian tốt của các thành phần của chúng.

**Hệ vi sinh thái suối nước nóng trên mặt đất**
Chúng được xác định bởi độ dốc của nhiệt độ nước, chất dinh dưỡng, khí hòa tan, nồng độ muối, v.v... Dọc theo dòng nước chảy trên mặt đất, chỉ riêng độ dốc liên tục của nhiệt độ có thể cung cấp nhiều hệ vi sinh thái khác nhau, bắt đầu từ vi khuẩn ưa nhiệt như Vi khuẩn cổ "Archaebacteria" (100 + °C), tiếp theo là các nhóm ưa nhiệt thông thường (60, 100 °C), vi khuẩn lam (tảo xanh lam) như các sợi động lực của Oscillatoria (30, 60 °C), động vật nguyên sinh như Amoeba, luân trùng, sau đó là tảo lục 0-30 °C) vv Tất nhiên các yếu tố khác ngoài nhiệt độ cũng đóng vai trò quan trọng. Suối nước nóng có thể cung cấp các hệ sinh thái cổ điển và đơn giản cho các nghiên cứu vi mô cũng như cung cấp một thiên đường cho các sinh vật không được mô tả cho đến nay.

**Hệ vi sinh thái biển sâu**
Nổi tiếng nhất có chứa các sinh vật thuộc các ngành quý hiếm, chỉ được tìm thấy trong vùng lân cận (đôi khi trong phạm vi cm) của các lỗ thông núi lửa dưới nước (hoặc các "smoker"). Những hệ sinh thái này đòi hỏi kỹ thuật lặn và thu thập cực kỳ tiên tiến để khám phá khoa học.

**Hệ vi sinh thái khép kín**
Một trong số đó được niêm phong và hoàn toàn độc lập với các yếu tố bên ngoài, ngoại trừ nhiệt độ và ánh sáng. Một ví dụ điển hình là một cây được đựng trong bình kín và chìm dưới nước. Không có yếu tố mới nào có thể xâm nhập hệ sinh thái này.

**Tham khảo**
Thể loại:Sinh thái học
Thể loại:Khoa học môi trường
Thể loại:Hệ thống sinh thái
Hệ sinh thái vĩ mô

Hệ sinh thái vĩ mô là lĩnh vực sinh thái học liên quan đến nghiên cứu mối quan hệ giữa các sinh vật và môi trường của chúng ở quy mô không gian lớn để mô tả và giải thích các mô hình thống kê về sự phong phú, phân bố và đa dạng. Thuật ngữ được đặt ra bởi James Brown của Đại học New Mexico và Brian Maurer của Đại học bang Michigan trong một bài báo năm 1989 trên tạp chí Science.
Hệ sinh thái vĩ mô tiếp cận ý tưởng nghiên cứu hệ sinh thái bằng cách sử dụng phương pháp "từ trên cao xuống thấp". Nó tìm kiếm sự hiểu biết thông qua việc nghiên cứu các thuộc tính của toàn bộ hệ thống; Kevin Gaston và Tim Blackburn đã tiến hành so sánh phân tích để có thể nhìn thấy tổng thể từ chi tiết.
Hệ sinh thái vĩ mô kiểm tra sự phát triển toàn cầu trong biến đổi khí hậu ảnh hưởng đến quần thể động vật hoang dã. Các câu hỏi sinh thái cổ điển có thể nghiên cứu thông qua các kỹ thuật vĩ mô bao gồm các câu hỏi về sự phong phú của loài, độ dốc vĩ độ trong đa dạng loài, đường cong khu vực loài, kích thước phạm vi, kích thước cơ thể và sự phong phú của loài. Ví dụ, mối quan hệ giữa sự phong phú và phạm vi phân bố (tại sao các loài duy trì kích thước quần thể địa phương lớn có xu hướng phân bố rộng rãi, trong khi các loài ít phong phú hơn có xu hướng phân bố hẹp hơn) đã nhận được nhiều sự chú ý.

**Ghi chú**

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
Tạp chí khoa học về hệ sinh thái vĩ mô: -  Sinh thái học và Sinh trắc học toàn cầu date=2012-07-28  -  Sinh thái học date=2012-04-18  -  Đa dạng và phân phối -  Nghiên cứu sinh thái tiến hóa
Thể loại:Sinh thái học hệ thống
Thể loại:Sinh thái học
Chương trình theo dõi Kepler

Chương trình theo dõi Kepler, Kepler-Follow-up Program, KFOP, là một chương trình được thực hiện để tiến hành quan sát tiếp theo trên các đối tượng quan tâm của Kepler (KOI), hoặc các tín hiệu được chú ý bởi tàu vũ trụ Kepler có thể chỉ ra sự hiện diện của một hành tinh quá cảnh qua ngôi sao chủ của nó. Bởi vì sử dụng phương thức vận chuyển để tìm các hành tinh có xu hướng cũng mang lại một số lượng lớn các trường hợp dương tính giả, KFOP được dự định để loại trừ các dương tính giả giữa các KOI và được xác nhận nhiều hơn về các mục tiêu của Kepler.

**Tham khảo**
Gautier, T.; Batalha, N. (2010). "The Kepler Follow-up Observation Program" arXiv  1001.0352
Kappa Coronae Borealis b

Kappa Coronae Borealis b là một hành tinh ngoài hệ mặt trời cách chúng ta khoảng 102 năm ánh sáng trong chòm sao Bắc Miện (Corona Borealis). Hành tinh này được phát hiện bởi Johnson và cộng sự, người đã sử dụng phương pháp vận tốc hướng tâm để phát hiện sự chao đảo của ngôi sao gây ra bởi một hành tinh di chuyển xung quanh bởi lực kéo của nó. Nó được phát hiện lần đầu tiên vào tháng 9 năm 2007 và được thông báo vào tháng 11.
Hành tinh có khối lượng 1,8 sao Mộc hoặc 570 khối lượng Trái Đất. Mặc dù chỉ có khối lượng tối thiểu được biết đến vì độ nghiêng không được biết đến. Nó quay quanh quỹ đạo ở khoảng cách 2,7 đơn vị thiên văn hoặc 400 gigamét và mất 1.208 ngày hoặc 3.307 năm để quay quanh Kappa Coronae Borealis.

**Xem thêm**
 HD 16175 b- HD 167042 b- Rho Coronae Borealis

**Tham khảo**
Thể loại:Chòm sao Bắc Miện
Thể loại:Hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời
Thể loại:Ngoại hành tinh phát hiện năm 2007
Thể loại:Hành tinh khổng lồ
Hạt (vật lý Mặt Trời)

Hạt trên quang quyển của Mặt Trời do dòng đối lưu (như cột nhiệt, ô Bénard) plasma trong vùng đối lưu của Mặt Trời gây ra. Sự xuất hiện như hạt của quang quyển Mặt Trời được tạo ra từ phần đỉnh của các ô đối lưu này và được gọi là tạo hạt.
Phần nổi lên của hạt nằm ở trung tâm nơi plasma nóng hơn. Các rìa mé ngoài của hạt tối hơn do plasma lạnh hơn chìm xuống (Các thuật ngữ tối hơn và lạnh hơn chỉ đơn giản là để so sánh với plasma sáng hơn, nóng hơn. Vì độ sáng tăng theo lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ nên ngay cả một sự mất nhiệt nhỏ cũng tạo ra độ tương phản độ sáng lớn; plasma "lạnh hơn", "tối hơn" này thực ra nóng hơn và sáng hơn rất nhiều so với phản ứng nhiệt nhôm). Ngoài biểu hiện bề ngoài rõ ràng, điều có thể được giải thích bằng chuyển động đối lưu, các đo đạc dịch chuyển Doppler của ánh sáng từ các hạt riêng lẻ cung cấp bằng chứng về bản chất đối lưu của hạt.
Một hạt điển hình có đường kính cỡ km, vận tốc điển hình km/s và kéo dài từ 8 đến 20 phút trước khi tiêu tan. Tại bất kỳ thời điểm nào thì bề mặt của Mặt Trời cũng được khoảng 4 triệu hạt bao phủ. Bên dưới quang quyển là một lớp "siêu hạt" có đường kính lên tới km với tuổi thọ lên tới 24-48 giờ.

**Thư viện ảnh**

**Tham khảo**
Thể loại:Mặt Trời
Facula

: Đối với chi của con bướm tơ nhện cánh, xem Facula (bướm).
Tập tin:Occator_crater.jpg|nhỏ| Điểm sáng trong Chiếm trên hành tinh lùn Ceres 
Facula @ (số nhiều: faculae i:), Latin nghĩa là "ngọn đuốc nhỏ", nghĩa đen là một khu vực "sáng tại chỗ". Thuật ngữ này có một số cách sử dụng kỹ thuật phổ biến. Nó được sử dụng trong danh pháp hành tinh để đặt tên các đặc điểm bề mặt nhất định của các hành tinh và mặt trăng, và cũng là một loại hiện tượng bề mặt trên Mặt trời. Ngoài ra, một vùng sáng trong trường chiếu của nguồn sáng đôi khi được gọi là facula và các nhiếp ảnh gia thường sử dụng thuật ngữ này để mô tả các đặc điểm sáng, điển hình trong các bức ảnh tương ứng với nguồn sáng hoặc phản xạ sáng trong ảnh bị lệch.
Faculae mặt trời là những điểm sáng hình thành trong các hẻm núi giữa các hạt mặt trời, các tế bào đối lưu tồn tại trong thời gian ngắn vài nghìn km xuyên qua đó liên tục hình thành và tiêu tan trong khoảng thời gian vài phút. Faculae được sản xuất bởi nồng độ của các đường sức từ. Nồng độ mạnh của faculae xuất hiện trong hoạt động của mặt trời, có hoặc không có vết đen. Faculae và các vết đen mặt trời đóng góp đáng chú ý vào các biến thể trong " hằng số mặt trời ". Các quyển sắc đối tác của một khu vực facular được gọi là một plage.
Faculae Cererian ban đầu được suy đoán để đề xuất sự vượt trội ở hiện tại hoặc trong quá khứ  trên Ceres, có lẽ là do núi lửa hoặc hoạt động của sao chổi. Cụm điểm sáng nhất (Cereale Facula) nằm ở trung tâm của một miệng núi lửa mi gọi là Occator. Những đặc điểm sáng này có suất phản chiếu khoảng 40%, sáng hơn bốn lần so với bề mặt trung bình của Ceres. Các đốm dường như chủ yếu là natri cacbonat (3), ngụ ý rằng hoạt động thủy nhiệt theo sau sự bốc hơi của nước có lẽ là điều tạo ra các đốm.

**Chu thích**

**Tham khảo**
 http://www.solarview.com/eng/sun.htm SUN
Thể loại:Địa chất học hành tinh
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời
Cột nhiệt

Ví dụ về cột nhiệt giữa mặt đất và mây tích.
Cột nhiệt là một cột không khí dâng lên trong các cao độ nhỏ của khí quyển Trái Đất, một hình thức của dòng khí đi lên trong khí quyển. Các cột nhiệt được sự nóng lên không đều của bề mặt Trái Đất từ bức xạ mặt trời tạo ra và là một ví dụ về đối lưu, cụ thể ở đây là đối lưu khí quyển. Mặt Trời làm ấm mặt đất, từ đó làm ấm không khí ngay phía trên nó.

**Cột nhiệt trên Trái Đất**
Tập tin:Meteorology_thermodynamic_en.svg|nhỏ|Biểu đồ chỉ ra đường di chuyển của một khối không khí ẩm đối lưu khi được nâng dọc B-C-E so với nhiệt độ (T) và độ ẩm (Tw) của không khí xung quanh; xem thế năng khả dụng đối lưu (CAPE).
Không khí ấm hơn gần bề mặt giãn nở, trở nên nhẹ hơn không khí xung quanh. Không khí nhẹ hơn dâng lên và nguội đi do sự giãn nở của nó ở áp suất thấp hơn ở các cao độ lớn hơn. Nó ngừng dâng lên khi nguội đến cùng nhiệt độ với không khí xung quanh.
Gắn với một cột nhiệt là một dòng khí đi xuống ở xung quanh cột nhiệt. Phần bên ngoài chuyển động đi xuống là do không khí lạnh hơn bị thay thế ở đỉnh cột nhiệt.
Kích thước và công suất của cột nhiệt chịu ảnh hưởng của các tính chất của khí quyển ở cao độ nhỏ hơn (tầng đối lưu). Thông thường, khi không khí lạnh thì các bong bóng khí ấm hình thành do mặt đất làm nóng không khí ngay phía trên nó và chúng nổi lên giống như một nhiệt khí cầu. Khi đó không khí được coi là không ổn định. Nếu có một lớp không khí ấm nằm cao hơn thì nghịch nhiệt có thể ngăn không cho các cột nhiệt dâng lên và không khí được cho là ổn định.
Biểu thị của cột nhiệt thường là sự hiện diện của mây tích có thể nhìn thấy ở đỉnh của cột nhiệt. Khi gió ổn định, các cột nhiệt và mây tích tương ứng của chúng có thể sắp xếp thành hàng theo hướng gió, đôi khi được các phi công tàu lượn gọi là "đường mây". Các đám mây tích được hình thành do không khí dâng lên trong một cột nhiệt khi nó đi lên và nguội đi, cho đến khi hơi nước trong không khí bắt đầu ngưng tụ thành những giọt có thể nhìn thấy. Nước ngưng tụ giải phóng năng lượng ẩn nhiệt cho phép không khí dâng lên cao hơn. Không khí rất không ổn định có thể đạt đến mức đối lưu tự do (LFC), vì thế nó dâng lên các độ cao lớn, ngưng tụ một lượng lớn nước và do đó hình thành mưa rào hoặc thậm chí là giông tố. Giông tố là nguy hiểm cho máy bay.
Cột nhiệt là một trong nhiều nguồn sức nâng được các loài chim bay lượn và tàu lượn sử dụng để lượn lên.

**Cột nhiệt ngoài Trái Đất**
Cột nhiệt cũng được thấy ở những nơi khác trong hệ Mặt Trời. Ví dụ, trên Sao Hỏa, các cột nhiệt thường ở dạng lốc cát khi nhìn từ các xe tự hành và tàu vũ trụ quỹ đạo Sao Hỏa.
Cột nhiệt cũng được nhìn thấy trên Mặt Trời, thường hình thành các lăng trụ lục giác (các ngăn Bénard).

**Xem thêm**
 Luồng không khí- Nhiệt động lực học khí quyển- Mây tích - Bay lượn 
**  Bay lượn treo - Nhiệt năng

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
 Wayne M. Angevine, 2006.  What do thermals look like? Thermal Structure and Behavior.-  Time-lapse video of clouds caused by thermals forming and decaying
Thể loại:Khí tượng học
Thể loại:Thời tiết
Thể loại:Nhiệt động lực học khí quyển
Siêu tạo hạt

Siêu tạo hạt.
Siêu tạo hạt là một mô hình đặc biệt của các ô đối lưu trên bề mặt của Mặt Trời, gọi là các siêu hạt. Nó được A. B. Hart phát hiện trong thập niên 1950, bằng cách sử dụng các đo đạc vận tốc Doppler cho thấy các dòng chảy ngang trên quang cầu, với tốc độ dòng chảy khoảng 300 đến 400 m/s, một phần mười con số này trong các hạt nhỏ hơn. Các nghiên cứu sau này (trong thập niên 1960) của Leighton, Noyes và Simon đã thiết lập kích thước điển hình khoảng km cho các siêu tạo hạt với vòng đời khoảng 24-48 giờ.

**Nguồn gốc**
Siêu tạo hạt từ lâu đã được diễn giải là một thang đo đối lưu cụ thể, nhưng nguồn gốc của nó không được biết chính xác. Mặc dù sự hiện diện của các hạt trong quang cầu Mặt Trời là một hiện tượng được nhiều tài liệu chứng minh, nhưng vẫn còn nhiều tranh cãi về bản chất thực sự hoặc thậm chí sự tồn tại của các mô hình tạo hạt bậc cao. Một số tác giả đề xuất sự tồn tại của ba quy mô tổ chức riêng biệt là: tạo hạt với đường kính điển hình là km; trung tạo hạt với đường kính km và siêu tạo hạt với đường kính trên km. Các hạt thường được coi là dấu hiệu của các ô đối lưu tạo thành cấu trúc có thứ bậc: các siêu hạt sẽ bị phân mảnh ở các lớp trên cùng của chúng thành các trung hạt nhỏ hơn, đến lượt mình các trung hạt bị phân tách thành các hạt nhỏ hơn trên bề mặt của chúng. Vật liệu Mặt Trời sẽ chảy xuống trong các "làn đường" tối màu chia tách các hạt với các đường phân chia giữa các siêu hạt là các nồng độ khí "lạnh" lớn nhất, tương tự như các con sông nối với các phụ lưu nhỏ hơn. Tuy nhiên, cần nhấn mạnh rằng bức tranh này có tính suy đoán cao và hoàn toàn có thể là sai lầm khi có thêm các khám phá trong tương lai. Các nghiên cứu gần đây cho thấy một số bằng chứng cho thấy trung tạo hạt là một đặc trưng ảo do các quy trình lấy trung bình gây ra.

**Xem thêm**
 Đồ thị Doppler

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
  Một đồ thị Doppler SOHO/MDI chỉ ra mô hình vận tốc siêu tạo hạt.-  NASA: The Sun Does The Wave date=2010-03-11 -  Thông tin tại Nature.com.
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời
Yukimura Makoto

là tác giả manga Nhật Bản. Yukimura ra mắt tác phẩm đầu tiên với thể loại khoa học viễn tưởng nặng là manga Planetes, được sêri hóa trong tạp chí Weekly Morning từ năm 1999 đến năm 2004 và được chuyển thể thành 26 tập anime do Sunrise thực hiện. Trước đó, anh làm trợ lý cho Morimura Shin.
Anh hiện đang sản xuất tác phẩm manga Vinland Saga được sêri hóa trong tạp chí Weekly Shōnen Magazine, sau đó là tạp chí Afternoon bởi vì sự chậm trễ trong sản xuất. Tác phẩm của anh nhận được giải Japan Media Arts Festival Grand Prize năm 2009 trong thể loại manga. Năm 2010, anh là khách mời của lễ hội Angoulême International Comics Festival. Sêri cũng nhận được chuyển thể anime do Wit Studio thực hiện.

**Các tác phẩm**
 Planetes (1999–2004, sêri hóa trong Weekly Morning, Kodansha)- Sayōnara ga Chikai node (2004, one-shot xuất bản trong Evening, Kodansha)- Vinland Saga (2005–nay, sêri hóa trong Weekly Shōnen Magazine từ tháng 4 đến tháng 10 năm 2005 và sau đó là tạp chí Afternoon từ tháng 12 năm 2015, Kodansha)

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
 15451-  Entry in the Encyclopedia of Science Fiction
Thể loại:Sinh năm 1976
Thể loại:Nhân vật còn sống
Thể loại:Mangaka
Thể loại:Mangaka từ Kanagawa
Thể loại:Người Yokohama
Số Wolf

Số Wolf từ năm 1750.
Số Wolf (còn được gọi là số vết đen mặt trời quốc tế, số vết đen mặt trời tương đối hoặc số Zürich) là đại lượng đo số lượng vết đen mặt trời và nhóm vết đen mặt trời trên bề mặt Mặt trời.

**Lịch sử**
Ý tưởng tính toán số lượng vết đen mặt trời được bắt nguồn bởi Rudolf Wolf vào năm 1848 tại Zurich, Thụy Sĩ và do đó, quyy trình mà ông khởi xướng có tên như thế (hoặc địa điểm). Sự kết hợp của các vết đen mặt trời và nhóm của chúng được sử dụng vì nó bù cho các biến thể trong việc quan sát các vết đen nhỏ.
Con số này đã được các nhà nghiên cứu thu thập và lập bảng trong vòng hơn 150 năm. Họ đã phát hiện ra rằng hoạt động của vết đen mặt trời là theo chu kỳ và đạt đến mức tối đa vào khoảng 9,5 đến 11 năm. Chu kỳ này lần đầu tiên được ghi nhận bởi Heinrich Schwabe vào năm 1843.
Do thời tiết và khan hiếm nhà nghiên cứu, "số lượng vết đen mặt trời thực sự là trung bình quan sát của nhiều người ở nhiều địa điểm với các thiết bị khác nhau, với hệ số tỷ lệ k được chỉ định cho mỗi người quan sát để bù cho khả năng khác nhau của họ để giải quyết các vết đen nhỏ và chủ quan của họ phân chia các nhóm vết đen.
Số vết đen mặt trời tương đối được tính bằng công thức (được thu thập dưới dạng chỉ số hàng ngày của hoạt động vết đen mặt trời):
 
với-  là số lượng điểm riêng lẻ,-  là số nhóm các vết đen mặt trời và-  là một yếu tố thay đổi theo vị trí và thiết bị (còn được gọi là yếu tố quan sát hoặc hệ số giảm cá nhân  ).

**Sửa đổi**
Kể từ ngày 1 tháng 7 năm 2015, một danh sách sửa đổi và cập nhật các số vết đen mặt trời đã được cung cấp. Sự khác biệt lớn nhất là sự gia tăng tổng thể theo hệ số 1.6 cho toàn bộ các chuỗi này. Theo truyền thống, tỷ lệ 0,6 được áp dụng cho tất cả các số lượng vết đen sau năm 1893, để bù đắp cho thiết bị tốt hơn của Alfred Wolfer, sau khi tiếp quản từ Wolf. Tỷ lệ này đã được loại bỏ khỏi loạt sửa đổi, làm cho số lượng hiện đại gần với giá trị thô của chúng. Ngoài ra, số lượng đã giảm nhẹ sau năm 1947 để bù cho sự thiên vị được giới thiệu bởi một phương pháp đếm mới được áp dụng vào năm đó, trong đó các vết đen được cân theo kích thước của chúng.
Tuy nhiên, chuỗi số vết đen mặt trời (nhóm) thay thế tồn tại cho thấy hành vi khác nhau của hoạt động vết đen mặt trời trước thế kỷ 20. Do đó, sự biến đổi của mặt trời vào thời điểm trước thế kỷ 20 vẫn chưa chắc chắn.

**Xem thêm**
 Biến đổi năng lượng mặt trời - Định luật Joy (thiên văn học)

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
  Hướng dẫn của Exploratorium về các vết đen -  Trung tâm phân tích dữ liệu ảnh hưởng mặt trời (SIDC) cho chỉ số vết đen date=2017-08-03  -  Trang Chu kỳ Mặt trời Vật lý Mặt trời của NASA date=2017-04-01 -  Bảng Số lượng Điểm mặt trời (txt) date=2009-01-25  theo tháng kể từ năm 1749 CE
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời
Vượt quá đối lưu

Vượt quá đối lưu là một hiện tượng đối lưu mang vật liệu vượt ra ngoài một vùng không ổn định của khí quyển đến một vùng ổn định, phân tầng. Hiện tượng này được gây ra bởi động lượng của vật liệu đối lưu, mang vật liệu vượt ra ngoài vùng không ổn định.

**Đối lưu sâu, ẩm trong bầu khí quyển của Trái đất**
Một ví dụ là các cột nhiệt kéo dài trên đỉnh của mức cân bằng (EL) trong khi xảy ra giông bão: không khí không ổn định bốc lên từ (hoặc gần) bề mặt thường ngừng tăng ở EL (gần vùng đỉnh tầng đối lưu) và lan ra như một đám mây đe; nhưng trong trường hợp của một sự vận động đi lên mạnh, không khí không ổn định mang EL như một đầu vọt lố hay mái vòm. Một lô không khí sẽ dừng tăng dần ở cấp lô tối đa (MPL). Sự vượt qua này chịu trách nhiệm cho hầu hết các nhiễu loạn có kinh nghiệm trong giai đoạn hành trình của các chuyến bay hàng không thương mại.

**Đối lưu sao**
Một ví dụ khác về sự quá mức đối lưu là ở đáy của vùng đối lưu trong phần bên trong mặt trời. Sức nóng của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của Mặt trời được truyền ra bên ngoài bởi bức xạ ở vùng bức xạ bên trong sâu và bởi sự lưu thông đối lưu ở vùng đối lưu bên ngoài, nhưng vật liệu chìm mát từ bề mặt xâm nhập xa hơn vào vùng bức xạ so với lý thuyết. Điều này ảnh hưởng đến tốc độ truyền nhiệt và nhiệt độ của bên trong mặt trời có thể được đo gián tiếp bằng phương pháp địa chấn học mặt trời. Lớp giữa vùng đối lưu và bức xạ của Mặt trời được gọi là tachocline.
Vượt qua lõi đối lưu của các ngôi sao lớn hơn là rất quan trọng đối với mô hình tiến hóa vượt ra ngoài chuỗi chính. Quá mức làm cho khối lượng lõi ở cuối chuỗi chính lớn hơn so với dự kiến. Điều này dẫn đến sự khác biệt lớn trong hành vi trên sao gần mức khổng lồ và chi nhánh của các sao khổng lồ đỏ cho các ngôi sao khối lượng trung bình, và những thay đổi căn bản trong sự phát triển của hàng loạt sao siêu khổng lồ.

**Tham khảo**
Thể loại:Vật lý sao
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời
Thể loại:Vật lý mây và sương mù
Cực tiểu Dalton

Cực tiểu Dalton trong lịch sử 400 năm của số lượng vết đen mặt trời.
Cực tiểu Dalton là thời kỳ có số lượng vết đen Mặt Trời thấp, đại diện cho hoạt động của mặt trời ở mức thấp, được đặt theo tên của nhà khí tượng học người Anh John Dalton, kéo dài từ khoảng năm 1790 đến năm 1830 hoặc từ năm 1796 đến năm 1820, tương ứng với chu kỳ mặt trời 4 đến chu kỳ mặt trời 7.
Trong khi cực tiểu Dalton thường được so sánh với cực tiểu Maunder thì số lượng vết đen Mặt Trời của nó là cao hơn một chút và các vết đen Mặt Trời này phân bố ở cả hai bán cầu của Mặt Trời chứ không giống như cực tiểu Maunder. Các dải nhật hoa được xác nhận về mặt thị giác trong các hình vẽ nhật thực của Ezra Ames và José Joaquin de Ferrer năm 1806 và chỉ ra sự tương đồng của từ trường của nó không phải với từ trường của cực tiểu Maunder mà là với từ trường của các chu kỳ mặt trời hiện đại gần đây.

**Nhiệt độ**
Nhiệt độ ở Đức từ 1795 đến 1815.
Giống như cực tiểu Maunder và cực tiểu Sporer, cực tiểu Dalton trùng với thời kỳ nhiệt độ toàn cầu thấp hơn mức trung bình. Trong thời gian đó, có sự thay đổi nhiệt độ khoảng 1 °C ở Đức (xem hình bên phải).
Nguyên nhân của các mức nhiệt độ thấp hơn trung bình và mối liên hệ có thể có của chúng với số lượng vết đen mặt trời thấp vẫn chưa được hiểu rõ. Các bài báo gần đây gợi ý rằng sự gia tăng tác động của núi lửa chủ yếu chịu trách nhiệm cho xu hướng lạnh đi.
Trong khi Năm không có mùa hè (năm 1816) xảy ra trong thời kỳ của cực tiểu Dalton thì lý do chính cho nhiệt độ mát mẻ của năm đó là vụ phun trào núi Tambora bùng nổ vào năm 1815 ở Indonesia, một trong hai vụ phun trào lớn nhất trong 2000 năm qua. Người ta cũng phải xem xét rằng sự gia tăng hoạt động núi lửa có thể đã được kích hoạt bởi mức công suất mặt trời thấp hơn vì có mối liên hệ yếu nhưng có ý nghĩa thống kê giữa công suất mặt trời giảm và sự gia tăng hoạt động núi lửa.

**Xem thêm**
 Cực tiểu Maunder - Chu kỳ Mặt Trời

**Tham khảo**
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời
Thể loại:Lịch sử khí hậu
Thể loại:Thập niên 1790
Thể loại:Thế kỷ 19
Cực tiểu Spörer

Cực tiểu Spörer là một khoảng thời gian 90 năm được người ta cho là có hoạt động mặt trời thấp, diễn ra từ khoảng năm 1460 đến năm 1550, do John A. Eddy xác định và đặt tên trong một bài báo xuất bản trên tạp chí Science năm 1976 với tựa đề Maunder minimum. Nó xảy ra trước khi các vết đen Mặt Trời được quan sát trực tiếp và vì thế được phát hiện bằng cách phân tích tỷ lệ cacbon-14 trong các vòng cây, sự kiện có liên quan chặt chẽ với hoạt động của mặt trời. Nó được đặt theo tên của nhà thiên văn học người Đức là Gustav Spörer.

**Lịch sử hoạt động của mặt trời**
Để biết chi tiết về hoạt động của mặt trời, xem: Chu kỳ Mặt Trời. 
Các sự kiện hoạt động mặt trời được ghi lại trong cacbon phóng xạ. Giá trị từ năm 1950 không được hiển thị.
Hoạt động mặt trời theo quy ước được biểu thị dưới dạng đếm số vết đen mặt trời, nhưng biện pháp này chỉ đáng tin cậy trong các giai đoạn sau khi các ghi chép về quan sát vết đen mặt trời được các nhà thiên văn học phương Tây thực hiện thường xuyên. Trong các giai đoạn trước khi ghi lại vết đen mặt trời, hoạt động mặt trời có thể được tìm thấy từ các phương thức đại diện, đáng chú ý nhất là sự sản xuất các đồng vị phóng xạ trong khí quyển Trái Đất do tương tác với các tia vũ trụ được hoạt động mặt trời điều biến. Phương pháp cacbon-14 được Spörer sử dụng để xác định tối thiểu này, sử dụng một thực tế là hoạt động mặt trời cao có tương quan thuận với sự sản xuất cacbon-14 thấp trong khí quyển.
Wilfried Schröder đã công bố một bảng các cực quang đã quan sát trong tối thiểu Spörer, cho thấy chu kỳ mặt trời này là hoạt động tích cực. Tương tự, Miyahara và cộng sự đã tìm thấy chu kỳ mặt trời 11 năm vẫn được phát hiện rõ nét trong hồ sơ cacbon-14 ngay cả trong cực tiểu này. Biên độ của chu kỳ 11 năm dường như chỉ được điều biến từ năm 1455 đến năm 1510.
Jiang và Xu xem xét các hồ sơ về vết đen mặt trời và cực quang từ Trung Quốc trong giai đoạn này và cho rằng cực tiểu từ năm 1450 đến năm 1560 là có vẻ hợp lý. Họ đề xuất thời gian cực tiểu vết đen mặt trời là từ năm 1400 đến năm 1510.

**Tương quan có thể với khí hậu**
Giống như cực tiểu Maunder sau đó, cực tiểu Spörer trùng hợp với thời điểm khí hậu Trái Đất lạnh hơn trung bình. Mối tương quan này đã tạo ra các giả thuyết rằng hoạt động mặt trời thấp tạo ra nhiệt độ trung bình toàn cầu mát hơn, mặc dù Jiang và Xu chỉ ra rằng trong khi khí hậu trung bình ở Trung Quốc giai đoạn 1430-1520 (bắt đầu sớm hơn một chút so với cực tiểu Spörer) thực sự lạnh hơn thì thời kỳ 1520-1620 sau đó (nửa sau của cực tiểu này) khí hậu lại ấm hơn mức trung bình.
Cơ chế cụ thể mà theo đó hoạt động của mặt trời dẫn đến biến đổi khí hậu vẫn chưa được thiết lập. Một lý thuyết là sự sửa đổi Dao động Bắc cực/Dao động Bắc Đại Tây Dương là do thay đổi phát xạ đầu ra của mặt trời.

**Tham khảo**
Thể loại:Lịch sử khí hậu
Thể loại:Mặt Trời
Thể loại:Hiện tượng của Mặt Trời