Blaze7451/Wiki-vi-20250601 huggingface dataset:
V391 Pegasi

V391 Pegasi, cũng được phân loại là HS 2201+2610, là một ngôi sao subdwarf có ánh sáng màu trắng xanh cách Trái Đất khoảng 4.000 năm ánh sáng trong chòm sao Phi Mã. Ngôi sao này khá nhỏ, chỉ bằng một nửa khối lượng và nhỏ hơn một phần tư đường kính của Mặt Trời, nhưng có độ sáng gấp 34 lần Mặt Trời. V391 Pegasi có thể đã khá già, có lẽ hơn 10 Gyr. Đây là một ngôi sao biến quang thuộc loại V361 Hydrae (hay còn gọi là kiểu sdBVr). Người ta tin rằng khối lượng của V391 Pegasi khi ngôi sao này vẫn còn trong dãy chính là từ 0,8 đến 0,9 khối lượng Mặt Trời.

**Hình thành**
Các sao subdwarf B như V391 Pegasi được cho là kết quả của sự phóng ra lớp vỏ hydro của một ngôi sao khổng lồ đỏ tại hoặc ngay trước khi bắt đầu phản ứng tổng hợp heli. Sự phóng ra chỉ để lại một lượng nhỏ hydro trên bề mặt—chưa đến 1/1000 tổng khối lượng của sao. Cuối cùng, ngôi sao sẽ nguội đi, trở thành một sao lùn trắng có khối lượng thấp. Hầu hết các ngôi sao có thể giữ lại được nhiều hydro sau giai đoạn sao khổng lồ đỏ đầu tiên, và cuối cùng trở thành sao nhánh tiệm cận khổng lồ. Lý do khiến một số ngôi sao, như V391 Pegasi, giảm khối lượng quá nhiều vẫn chưa được biết rõ.

**Hệ hành tinh giả thuyết**
Năm 2007, nghiên cứu sử dụng phương pháp variable star timing đã chỉ ra sự hiện diện của một hành tinh khí khổng lồ quay quanh V391 Pegasi. Hành tinh này được đặt tên là V391 Pegasi b. Hành tinh này đã cung cấp manh mối về những gì có thể xảy ra với các hành tinh trong Hệ Mặt Trời khi Mặt Trời trở thành sao khổng lồ đỏ trong vòng 5 tỷ năm tới.
Tuy nhiên, nghiên cứu tiếp theo được công bố vào năm 2018 đã tìm thấy bằng chứng ủng hộ và chống lại sự tồn tại của ngoại hành tinh này. Mặc dù sự tồn tại của hành tinh này không bị bác bỏ, nhưng trường hợp về sự tồn tại của V391 Pegasi b là không chắc chắn và các tác giả tuyên bố rằng nó "cần được xác nhận bằng một phương pháp độc lập".


**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
 work=The Extrasolar Planets Encyclopaedia
Thể loại:Chòm sao Phi Mã
Juno (protein)

Juno còn được gọi là thụ thể folate 4, delta thụ thể folate hoặc IZUMO1R là một protein mà ở người được mã hóa bởi gen FOLR4. Juno là thành viên của các họthụ thể folate  và là GPI neo đến màng tế bào của tế bào trứng trong động vật có vú mà chấp nhận tinh trùng đang đến với đối tác, IZUMO1, và tạo điều kiện thụ tinh. Protein được đặt theo tên của Juno, nữ thần sinh sản và hôn nhân của La Mã.
Sau giai đoạn thụ tinh ban đầu, Juno giảm đột ngột từ bề mặt tế bào trứng xảy ra và Juno hầu như không thể phát hiện được chỉ sau 40 phút. Tuy nhiên, sau khi thụ tinh thông qua tiêm tinh trùng vào trong tế bào chất, tế bào trứng không làm mất biểu hiện bề mặt tế bào của Juno, điều này cho thấy Juno góp phần ngăn ngừa bệnh đa nang.   Chuột thiếu protein Juno trên bề mặt tế bào trứng của chúng vô sinh vì tế bào trứng của chúng không hợp nhất với tinh trùng bình thường, chứng tỏ vai trò thiết yếu của Juno đối với khả năng sinh sản của chuột cái.

**Khám phá**
Dựa trên một tìm kiếm tương đồng trình tự các gen liên quan đến thụ thể folate, gen cho thụ thể folate 4 lần đầu tiên được xác định ở chuột và ở người vào năm 2000 tại Đại học Nebraska.
Vào năm 2014, chức năng của thụ thể folate 4 đã được phát hiện bởi các nhà nghiên cứu của Viện Sanger Wellcome Trust, người cũng đề xuất rằng protein được đổi tên thành Juno. Juno ban đầu được tìm thấy trong tế bào trứng chuột, nhưng tương tác của nó với Izumo sau đó được tìm thấy ở các loài động vật có vú khác, bao gồm cả con người. Trước đây khó nắm bắt, Juno đã được phát hiện sau 9 năm so với đối tác nam của nó, Izumo1.

**Cấu trúc 3D**
Cấu trúc tinh thể của protein Juno (5EJN) đã được báo cáo trong tháng 2 năm 2016 bởi các nhà nghiên cứu tại Viện Karolinska, phối hợp với nhóm tại Viện Wellcome Trust Sanger.

**Mô hình sinh vật**
Các sinh vật mẫu đã được sử dụng trong nghiên cứu về chức năng JUNO. Một dòng chuột knockout điều kiện được gọi là Izumo1r tm2a (KOMP) Wtsi đã được tạo ra tại Viện Sanger Wellcome Trust. Động vật đực và cái trải qua một màn hình kiểu hình tiêu chuẩn  để xác định ảnh hưởng của việc xóa. Các thể hiện bổ sung được thực hiện: - Kiểu hình miễn dịch chuyên sâu  

**Tham khảo**
Thể loại:Protein động vật
Beagle 3

Sơ đồ của Beagle 3 được đề xuất
Beagle 3  (còn gọi là Beagle 2: Evolution) là một sứ mệnh tìm kiếm sự sống trên sao Hỏa đang được đề xuất, bằng cách dùng tàu để thực hiện hạ cánh trên sao Hỏa. Beagle 3 là sự kế thừa được đề xuất cho thất bại của tàu vũ trụ Beagle 2 hạ cánh trên sao Hỏa của Anh, khi nó bị mất tín hiệu liên lạc trên đường đi. Beagle 3 được Giáo sư Colin Pillinger, nhà khoa học chính của sứ mệnh Beagle 2, quảng bá. Tổ chức EADS Astrium cũng đóng một phần trong việc tài trợ và phát triển sớm dự án. Pillinger mơ ước tối đa hai tàu đổ bộ có thể được phóng lên từ một tàu quỹ đạo bay quanh sao Hỏa vào năm 2009 như là một phần của Chương trình Aurora của Cơ quan Vũ trụ Châu Âu. Beagle 3 giả định sẽ được đặt theo tên của con tàu HMS Beagle mà đã đưa Charles Darwin đi khắp thế giới.
Sau khi dự án Beagle 3 bị ESA từ chối vào năm 2004, Pillinger đã đề xuất với NASA để sứ mệnh này có thể đi theo tàu đổ bộ Phòng thí nghiệm Khoa học Sao Hỏa, nhưng đề xuất này không được chấp nhận.
Một trong những mục tiêu của Beagle 3 là hỗ trợ chương trình Aurora của ESA nếu được lựa chọn.

**Tác động của việc khám phá ra vị trí rơi của tàu vũ trụ Beagle 2**
Beagle 2 đã được con người tìm thấy vào năm 2015, điều này đã đảo ngược một lý thuyết trước đây rằng nó đã va vào lớp không khí mỏng và va chạm với Sao Hỏa ở tốc độ cao, tuy nhiên việc này không được biết chắc chắn vì tàu vũ trụ này đã không truyền bất kỳ dữ liệu nào trong quá trình rơi xuống. Khi nhà khoa học lãnh đạo của Beagle 2 cố gắng quyên góp tiền để tạo ra Beagle 3, hệ thống EDL được sử dụng trên Beagle 2 là một ẩn số chưa giải được. Tuy nhiên, sau khi phát hiện Beagle 2, các nhà khoa học đã nhận ra rằng EDL chắc chắn đã hoạt động vì nó được tìm thấy trên bề mặt sao Hỏa với một số tấm năng lượng mặt trời đã được bung ra như dự định, mặc dù nó không truyền được tín hiệu về Trái Đất.

**Tham khảo**
Thể loại:Dự án vũ trụ
Thể loại:Tàu vũ trụ đến Sao Hỏa
Doublesex

Nối thay thế DSX pre-mRNA. Tra2 là protein biến thế; gen liên quan đến việc điều chỉnh xác định giới tính ở nhiều loài côn trùng.
Doublesex là một gen có liên quan tới hệ thống xác định giới tính của nhiều loài côn trùng trong đó đã được nghiên cứu nhiều ở ruồi giấm (Drosophila melanogaster). Thuật ngữ "Doublesex gene" có thể dịch là gen hai giới tính, do từ này là từ ghép giữa "double" và "sex".

**Khái niệm chung**
Gen này có tên viết tắt là DSX, có chức năng quy định sự phân hoá giới tính xôma ở cả hai giới đực và cái, đã được xác định ở ruồi giấm. Nên nhớ rằng ở ruồi giấm, tuy giới tính được xác định theo cơ chế nhiễm sắc thể giống như người (nam giới = XY, nữ giới = XX), nhưng thực chất thì nhiễm sắc thể Y ở ruồi giấm chủ yếu đóng vai trò hữu thụ (sinh sản được), còn giới tính hình thành được quyết định bởi tỉ lệ nhiễm sắc thể X trong hợp tử. Điều này có sự đóng góp của hoạt động bởi gen DSX.

**Đặc điểm**
Gen DSX có chức năng điều tiết "ngược chiều" nhau  ở con đực và con cái.- Ở con đực, lô-cut gen DSX mã hoá protein ức chế các gen quy định hình thành các tính trạng của giớ cái; nghĩa là nó không "cho phép" cá thể này trở thành con cái, mà chỉ có thể trở thành con đực- Ngược lại, ở con cái, thì DSX ức chế các gen hình thành các tính trạng "đàn ông" và nó "bật" chức năng phân hoá thành giới cái.
Lô-cut gen DSX khoảng 40 kb, trong đó trình tự DNA của nó là ổn định và giống nhau ở cả con đực và con cái. Trong thời kỳ sâu non (ấu trùng), hai bản sao DSX được tạo ra. Vào cuối thời kỳ sâu non (sắp hoá nhộng) thì giới tính thật sự mới bắt đầu hình thành. Các phân tích di truyền đã chứng minh rằng sự phiên mã của lô-cut gen DSX phải xảy ra trong thời kỳ nhộng.

**Xác định giới tính**
Gen này được biểu hiện ở cả ruồi đực và ruồi cái và có thể được ghép nối thay thế, tạo ra protein isoforms DSx f ở con cái và DSx m dài hơn ở con đực. Việc sản xuất DSx f được gây ra bởi sự hiện diện của phiên bản dành riêng cho cá thể cái của gen biến thế (tra).
Theo một nghĩa nào đó, isoform của DSx thông báo cho một tế bào về giới tính của sinh vật; ví dụ, bộ phận sinh dục nữ chỉ phát triển nếu có DSxf. Kết hợp với gen không có quả, DSX cũng gây ra sự khác biệt trong cấu trúc não và hành vi của nam và nữ.
Mặc dù các chi tiết xác định giới tính khác nhau ở các loài khác nhau, có một gen liên quan đến DSx ở động vật có xương sống (DMRT1) và ở tuyến trùng (MAB-3). Tất cả những yếu tố này là các yếu tố phiên mã với miền liên kết DNA ngón tay kẽm (được gọi là miền DM) và có liên quan đến sự khác biệt về giới tính.

**Tham khảo**
Thể loại:Protein côn trùng
Chương trình Aurora

Chương trình aurora được biết đến là một trương trình dòng máy bay bí mật của nước mỹ đã tồn tại suốt 2 thập kỷ qua từ những năm 90 trở đi nhiều giả thuyết cho rằng Mỹ đang phát triển loại máy bay tấn công Bí mật tên là aurora theo các báo chí và một số chuyên gia dự án này được bảo mật đến nỗi không có bất kỳ một thông tin chính thức bất kỳ nào được công bố. Đến nay một số chuyên gia vẫn cho rằng aurora là một dự án của nước Mỹ về máy bay trinh sát, như trước kia máy bay trinh sát sr-71 của Mỹ có tốc độ là mach 3,2 tức là gấp 3 lần vận tốc âm thanh. Mục đích của dự án aurora là chế tạo một máy bay có tốc độ cao hơn và năng suất tốt hơn so với các máy bay trinh sát khác cựu giám đốc Lockheed Mảtin cho rằng aurora là phát triển như cho việc chế tạo Oanh tạc cơ tàng hình tối Tân B-2 spirit. Cựu giám đốc của Skunk work cho biết aurora là máy bay nhầm để trở thành hậu duệ sr-71 của lockheed Martin chỉ có mach 3,35 (3500 km/h) để so sánh một số báo cáo cho rằng aurora phải đạt đến vận tốc mạch 11,8 (tức là khoảng 13.480 km/h), nhanh gấp 3 lần sr-71

**Tổng quan**
Các quốc gia thành viên cam kết tham gia chương trình Aurora trong thời gian năm năm, sau đó họ có thể thay đổi mức độ tham gia hoặc rút hoàn toàn. Trong những năm đầu, chương trình Aurora đã lên kế hoạch cho các nhiệm vụ hàng đầu và nhiệm vụ mũi tên cho các cuộc biểu tình công nghệ quan trọng, chẳng hạn như phương tiện / viên đạn tái nhập Trái đất và trình diễn máy bay trên không sao Hỏa. Mặc dù không gian vũ trụ của con người vẫn là mục tiêu dài hạn của chương trình, với một số phát triển công nghệ cơ bản trong lĩnh vực này, lực đẩy đã được thực hiện sứ mệnh ExoMars và chuẩn bị cho sứ mệnh mang về mẫu vật từ sao Hỏa.
Chương trình Aurora là một phản ứng đối với Chiến lược không gian của Châu Âu đã được Hội đồng Nghiên cứu Liên minh Châu Âu và Hội đồng ESA tán thành. Chiến lược về không gian của châu Âu có ba điểm chính bao gồm: "khám phá hệ mặt trời và vũ trụ", "kích thích công nghệ mới" và "truyền cảm hứng cho giới trẻ châu Âu quan tâm nhiều hơn đến khoa học và công nghệ".  Một trong những nguyên tắc nền tảng của chương trình Aurora là nhận ra sự phụ thuộc lẫn nhau của công nghệ và thăm dò;.

**Tham khảo**
Thể loại:Sinh học vũ trụ
Thể loại:Khởi đầu năm 2001 ở châu Âu
Melittin

Melittin là thành phần chính (chiếm 40-60% trọng lượng khô) và là chất gây đau chính của nọc ong (Apis mellifera). Melittin là một peptide cơ bản bao gồm 26 amino acid.

**Chức năng**
Chức năng chính của melittin là một trong những thành phần của nọc ong là gây đau và phá hủy mô của những kẻ xâm nhập đe dọa một tổ ong. Tuy nhiên, ở ong mật, melittin không chỉ thể hiện ở tuyến nọc độc mà còn ở các mô khác khi bị nhiễm mầm bệnh. Hai phân tử nọc độc, melittin và secapin, được biểu hiện quá mức ở những con ong mật bị nhiễm các mầm bệnh khác nhau, có thể cho thấy vai trò của melittin trong phản ứng miễn dịch của ong đối với các bệnh truyền nhiễm.

**Kết cấu**
Melittin là một peptide nhỏ không có cầu disulfide; phần N-terminal của phân tử chủ yếu là chất kị nước và phần -C-terminal là chất ưa nước và base mạnh. Trong nước, nó tạo thành một tetramer nhưng nó cũng có thể tự tích hợp vào màng tế bào.

**Cơ chế hoạt động**
Tiêm melittin vào động vật và con người gây ra cảm giác đau. Nó có tác dụng bề mặt mạnh mẽ trên màng tế bào gây ra sự hình thành lỗ chân lông trong các tế bào biểu mô và phá hủy các tế bào hồng cầu. Melittin cũng kích hoạt các tế bào nociceptor (thụ thể đau) thông qua nhiều cơ chế khác nhau.
Melittin có thể mở các kênh TRPV1 nociceptor nhiệt thông qua các chất chuyển hóa cyclooxygenase dẫn đến khử cực của các tế bào cảm nhận đau. Các hiệu ứng hình thành lỗ chân lông trong các tế bào gây ra sự giải phóng các cytokine tiền viêm. Nó cũng kích hoạt mở thu thể bắt cặp với G-protein với các kênh tiềm năng thụ thể thoáng qua. Cuối cùng melittin tăn cường điều chỉnh sự biểu hiện của Nav1.8 và Nav1.9 kênh natri trong tế bào cảm nhận đau gây hành động dài hạn tiềm năng bắn và đau cảm giác.
Melittin ức chế protein kinase C, Ca2 +/calmodulin phụ thuộc vào protein kinase II, myosin ánh sáng chuỗi kinase, và Na+/K+ -ATPase (màng synaptosomal). Mellitin chặn các bộ phận bơm vận chuyển như Na+ -K+ -ATPase và H+- K+-ATPase. Trong ống nghiệm, melittin làm tăng tính thấm của màng tế bào đối với các ion, đặc biệt là Na+ và gián tiếp Ca2+, do trao đổi Na+-Ca2+. Hiệu ứng này dẫn đến thay đổi hình thái và chức năng, đặc biệt là trong các mô dễ bị kích thích.

**Sử dụng**
Liệu pháp nọc ong đã được sử dụng trong y học cổ truyền để điều trị các rối loạn khác nhau, mặc dù độc tính không đặc hiệu của nó đã gây ra hạn chế trong nghiên cứu khoa học về tác dụng tiềm năng của nó.

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
 Melitten
Thể loại:Protein côn trùng
Thể loại:Nọc ong
Thể loại:Ong
Dự án Ngân Hà

Logo dự án Ngân hà.
Dự án Ngân hà là một dự án của Zooniverse với mục tiêu chính là xác định các bong bóng gió sao trong thiên hà Ngân hà. Người dùng sẽ phân loại các bộ hình ảnh hồng ngoại từ Kính thiên văn vũ trụ Spitzer và Khảo sát hồng ngoại trường rộng (WISE). Các nhà khoa học tin rằng bong bóng trong những hình ảnh này là kết quả của những ngôi sao trẻ, to lớn có ánh sáng gây ra các cú sốc trong khí liên sao. 
Một ví dụ về cái được gọi là cấu trúc bong bóng phân cấp, trong đó một bong bóng khổng lồ, được các ngôi sao lớn chạm vào bụi không gian, đã kích hoạt sự hình thành các bong bóng nhỏ hơn

**Chi tiết**
Dự án Ngân hà hoạt động với dữ liệu hình ảnh được lấy từ Máy đo quang ảnh đa dải cho Khảo sát mặt phẳng thiên hà Spitzer (MIPSGAL) và Khảo sát trung gian hồng ngoại giữa mặt phẳng thiên hà (GLIMPSE). Chỉ một phần nhỏ sử dụng dữ liệu WISE. Dự án tìm kiếm bong bóng, có thể có nghĩa là sự hình thành của các ngôi sao. Dự án cũng tìm kiếm các nút thắt, cụm sao và các vật thể khác như các sao trẻ, tàn dư siêu tân tinh và các thiên hà mới được phát hiện.

**Lịch sử**
Dự án Dải Ngân hà khởi động với tư cách là dự án Zooniverse thứ chín vào tháng 12 năm 2010  Giai đoạn 1 hoạt động với các màu: 4,5 m cho màu xanh lam, 8,0 m cho màu xanh lá cây và 24 μm cho màu đỏ. Điều này dẫn đến Bản phát hành dữ liệu 1 (DR1) của Dự án Dải ngân hà năm 2012 với 5.1106 bong bóng, cũng có trong dữ liệu SIMBAD.

**Tham khảo**
Thể loại:Dự án vũ trụ
Nghiên cứu của NASA

Tập tin:Moon-apollo17-schmitt_boulder.jpg|nhỏ| Phi hành gia Apollo 17 Harrison Schmitt đứng cạnh một tảng đá tại Taurus-Littrow. 
Đá sao Hỏa, được xem bởi một tàu vũ trụ sao Hỏa chạy bằng năng lượng hạt nhân vào năm 2012
Hình ảnh chụp được của sứ mệnh Cassini-Huygens về Sao Mộc và mặt trăng Io của nó vào ngày 1 tháng 1 năm 2001
Kể từ khi thành lập năm 1958, NASA đã tiến hành nghiên cứu về một loạt các chủ đề. Do cấu trúc độc đáo của nó, công việc xảy ra tại nhiều 'trung tâm xuất sắc' và các lĩnh vực nghiên cứu khác nhau được tập trung ở các trung tâm đó. Tùy thuộc vào công nghệ, phần cứng và chuyên môn cần thiết, nghiên cứu có thể được tiến hành trên một loạt các trung tâm. Điểm nổi bật của nghiên cứu được thực hiện bởi cơ quan vũ trụ Hoa Kỳ bao gồm:

**Dược phẩm trong không gian**
Một loạt các nghiên cứu y tế quy mô lớn đang được Viện nghiên cứu y sinh không gian quốc gia (NSBRI) tiến hành trong không gian. Nổi bật trong số này là Siêu âm Chẩn đoán Nâng cao trong Nghiên cứu Trọng lực, trong đó các phi hành gia (bao gồm cựu Chỉ huy ISS Leroy Chiao và Gennady Padalka) thực hiện quét siêu âm dưới sự hướng dẫn của các chuyên gia từ xa để chẩn đoán và có khả năng điều trị hàng trăm bệnh trong không gian. Thông thường không có bác sĩ trên Trạm vũ trụ quốc tế, và chẩn đoán các điều kiện y tế là một thách thức. Các phi hành gia dễ gặp phải một loạt các rủi ro về sức khỏe bao gồm bệnh suy giảm, barotrauma, suy giảm miễn dịch, mất xương và cơ, không dung nạp đứng do mất thể tích, rối loạn giấc ngủ và tổn thương do phóng xạ. Siêu âm cung cấp một cơ hội duy nhất để theo dõi các điều kiện này trong không gian. Các kỹ thuật của nghiên cứu này hiện đang được áp dụng để điều trị các chấn thương thể thao chuyên nghiệp và Olympic cũng như siêu âm được thực hiện bởi các nhà điều hành không chuyên gia trong các quần thể như học sinh y tế và trung học. Người ta dự đoán rằng siêu âm có hướng dẫn từ xa sẽ có ứng dụng trên Trái đất trong các tình huống chăm sóc khẩn cấp và chăm sóc nông thôn, trong đó việc tiếp cận với một bác sĩ được đào tạo thường rất hiếm.

**Bốc hơi muối và quản lý năng lượng**
Trong một trong những dự án phục hồi lớn nhất của Mỹ, công nghệ của NASA giúp chính phủ tiểu bang và liên bang lấy lại 15.100 mẫu Anh (61 km2) các hồ bốc hơi muối ở vịnh Nam San Francisco. Cảm biến vệ tinh được các nhà khoa học sử dụng để nghiên cứu ảnh hưởng của sự bốc hơi muối đối với hệ sinh thái địa phương.
NASA đã bắt đầu Chương trình tiết kiệm năng lượng và tiết kiệm nước như một chương trình toàn cơ quan nhằm ngăn chặn ô nhiễm và giảm sử dụng năng lượng và nước. Nó giúp đảm bảo rằng NASA đáp ứng các trách nhiệm quản lý liên bang đối với môi trường.

**Tham khảo**
Thể loại:Nghiên cứu chính phủ
Thể loại:NASA
Ủy ban Thường vụ Tư tưởng Đoàn Chủ tịch Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

Ủy ban Thường vụ Tư tưởng Đoàn Chủ tịch Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Постоянная комиссия по идеологическим вопросам при Президиуме ЦК КПСС) là một trong ba Ủy ban thường vụ của Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô.
Ủy ban được thành lập vào ngày 18/10/1952, tại cuộc họp Đoàn chủ tịch Trung ương Đảng, Ủy ban Thường vụ Quốc phòng Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng được thành lập dựa trên sự phân tách của Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng.
Ủy ban chịu trách nhiệm là cơ quan kiểm soát các vấn đề tư tưởng trong thời gian Đoàn Chủ tịch không tổ chức phiên họp. Ủy ban gồm Chủ tịch, ủy viên. Thành viên của Ủy ban được Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng bổ nhiệm và miễn nhiệm, các thành viên của Ủy ban thường là Ủy viên Trung ương Đảng.
Chủ tịch Ủy ban là ủy viên Đoàn Chủ tịch chịu trách nhiệm báo cáo với Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng và trực tiếp cho Iosif Stalin. Định kỳ Ủy ban một tháng tổ chức 2 - 3 phiên họp, và có thể triệu tập phiên họp bất thường nếu thấy cần thiết.
Sau khi Stalin qua đời, ngày 5/3/1953, cơ chế Ủy ban Thường vụ bị bãi bỏ, Ủy ban bị bãi bỏ ngày 21/3/1953.

**Thành viên**

**Tham khảo**

**Xem thêm**

**Liên kết ngoài**
Thể loại:Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô
Thể loại:Đảng Cộng sản Liên Xô
Alpha-lactalbumin

alpha-Lactalbumin, còn được gọi là LALBA, là một loại protein mà ở người được mã hóa bởi gen LALBA.

**Chức năng**
α-Lactalbumin là một loại protein điều chỉnh việc sản xuất đường sữa trong sữa của hầu hết các loài động vật có vú. Ở linh trưởng, biểu hiện alpha-lactalbumin được điều chỉnh tăng để đáp ứng với hormone prolactin và làm tăng sản xuất đường sữa.
α-Lactalbumin tạo thành tiểu đơn vị quy định của lactose synthase (LS) heterodimer và β-1,4-galactosyltransferase (beta4Gal-T1) hình thành nên thành phần xúc tác. Cùng với nhau, các protein này cho phép LS sản xuất đường sữa bằng cách chuyển các gốc galactose thành glucose. Là một đa lượng, alpha-lactalbumin liên kết mạnh mẽ các ion calci và kẽm và có thể có hoạt tính diệt khuẩn hoặc chống ung thư. Một biến thể gấp của alpha-lactalbumin ở người có thể hình thành trong môi trường axit như dạ dày, được gọi là HAMLET, có thể gây ra chết rụng tế bào trong khối u và tế bào chưa trưởng thành. Do đó, động lực gấp tương ứng của alpha-lactalbumin là rất bất thường.
Khi được tạo thành phức hợp với Gal-T1, một galactosyltransferase, α-lactalbumin, tăng cường ái lực của enzyme đối với glucose khoảng 1000 lần và ức chế khả năng trùng hợp nhiều đơn vị galactose. Điều này dẫn đến một con đường hình thành đường sữa bằng cách chuyển đổi Gal-TI thành Lactose synthase.

**Tính chất vật lý**
Cấu trúc của alpha-lactalbumin nổi tiếng và bao gồm 123 amino acid và 4 cầu nối disulfide. Trọng lượng phân tử là 14178 Da, và điểm đẳng điện nằm trong khoảng từ 4.2 đến 4.5. Một trong những khác biệt về cấu trúc chính với beta-lactoglobulin là nó không có bất kỳ nhóm thiol tự do nào có thể đóng vai trò là điểm khởi đầu cho phản ứng tổng hợp cộng hóa trị. Kết quả là, α-lactalbumin tinh khiết sẽ không tạo thành gel khi bị biến tính và bị axit hóa.

**Sự phát triển**
Sự so sánh trình tự của α-lactalbumin cho thấy sự tương đồng mạnh mẽ với lysozyme, đặc biệt là c-lysozyme Ca 2+. Vì vậy, lịch sử tiến hóa dự kiến là sự sao chép gen của c-lysozyme được theo sau bởi sự đột biến. Gen này có trước tổ tiên chung của động vật có vú và chim, có lẽ đặt nguồn gốc của nó vào khoảng 300 Ma.

**Tham khảo**

**Đọc thêm**

**Liên kết ngoài**
 alpha-Lactalbumin -  LALBA
Thể loại:Sữa
Thể loại:Gen theo nhiễm sắc thể ở người
Planet Hunters

Logo của Planet Hunters.
Planet Hunters (Thợ săn hành tinh) là một dự án khoa học công dân để tìm các hành tinh bằng cách sử dụng mắt người. Nó thực hiện điều này bằng cách người dùng phân tích dữ liệu từ kính viễn vọng không gian Kepler của NASA. Chương trình được một nhóm do Debra Fischer tại Đại học Yale, là một phần của dự án Zooniverse, phát động.

**Tìm kiếm hành tinh**
Dự án Planet Hunters khai thác thực tế rằng con người nhận ra các mô hình thị giác tốt hơn máy tính. Trang web hiển thị hình ảnh dữ liệu được thu thập bởi Sứ mệnh không gian Kepler của NASA và yêu cầu người dùng (gọi là "Nhà khoa học công dân") xem xét dữ liệu và xem độ sáng của một ngôi sao thay đổi theo thời gian. Dữ liệu độ sáng này được biểu diễn dưới dạng biểu đồ và được gọi là đường cong ánh sáng của một ngôi sao. Những đường cong như vậy rất hữu ích trong việc khám phá các hành tinh ngoài hệ mặt trời do độ sáng của một ngôi sao giảm khi một hành tinh đi qua phía trước nó, khi nhìn từ Trái đất. thời gian giảm độ sáng có thể cung cấp bằng chứng về quá cảnh hành tinh, nhưng cũng có thể do lỗi ghi lại, chiếu hoặc các hiện tượng khác.

**Sắp xếp các đường cong ánh sáng**
Người dùng được yêu cầu sắp xếp các đường cong ánh sáng dựa trên các mẫu. Các mẫu có sẵn là "yên tĩnh" và "biến". Khi đường cong ánh sáng yên tĩnh, đồ thị chủ yếu đi theo một đường thẳng. Khi đường cong ánh sáng thay đổi, có một số điều mà nó có thể làm. Nó có thể là "thường xuyên", "dao động" hoặc "không đều". Một đường cong ánh sáng thông thường có nghĩa là nó tăng lên một lần và xuống một lần, đạt đến đỉnh và giảm dần. Đường cong ánh sáng dao động có nghĩa là nó đi lên và xuống dọc theo trục y trên cơ sở khá dốc. Đường cong ánh sáng không đều có các điểm đi lên và xuống trên trục y theo mô hình không thể đoán trước.

**Tham khảo==
Calci caseinat

Sữa bột được tăng cường hàm lượng calci caseinat
Calci caseinat là một trong một số protein sữa có nguồn gốc từ casein trong sữa tách béo và chiếm tỷ trọng 1% sữa. Calci caseinat được sử dụng chủ yếu trong chế biến bữa ăn và phân hủy chất béo. Casein được tạo ra bằng cách thêm một chất kiềm vào một dẫn xuất khác của casein, casein axit. Loại caseinat được xác định bởi cation được thêm vào cùng với casein axit. Các cation khác được sử dụng để tạo thành casein ngoài calci bao gồm amoni, kali và natri. Calci caseinat chứa khoảng 17% axit glutamic. Calci casein cũng hòa tan và không đóng cục trong dạ dày.

**Tính chất vật lý**
Calci casein thường ổn định ở độ pH trên 5,7 và xuất hiện dưới dạng chất lỏng màu trắng đục. Điều này không giống như casein amoni, kali và natri, thực tế rõ ràng. Ở độ pH trung tính hoặc axit, casein tương đối không hòa tan trong nước và dễ dàng tách ra khỏi các protein sữa, đường và khoáng chất khác. Hầu hết các caseinat có khả năng chịu được nhiệt độ 140 °C (284 °F), tuy nhiên calci caseinat bị ảnh hưởng bởi nhiệt với nhiệt độ thấp tới 50 °C (122 °F). Calci là một cation hóa trị hai, cho phép nó hình thành liên kết với một số anion caseinat. Điều này dẫn đến sự hình thành một số liên kết cộng hóa trị giữa các anion casein, cuối cùng có thể khiến casein được liên kết chéo tạo thành các túi của các vùng kỵ nước.
Nội dung thực phẩm và công dụng của Casein: Một số loại thực phẩm, kem, và các món topping đều chứa nhiều loại caseinat. Natri casein đóng vai trò là chất phụ gia thực phẩm lớn hơn để ổn định thực phẩm chế biến, tuy nhiên các công ty có thể chọn sử dụng calci caseinat để tăng hàm lượng calci và giảm nồng độ natri trong các sản phẩm của họ.

**Ghi chú**
Thể loại:Chế phẩm sữa
NGC 6822

NGC 6822 (còn được gọi là Thiên hà của Barnard, IC 4895 hoặc Caldwell 57) là một thiên hà bất thường hình thanh cách Hệ Mặt Trời khoảng 1,6 triệu năm ánh sáng trong chòm sao Nhân Mã. Một phần của Nhóm thiên hà Địa phương, được EE Barnard phát hiện vào năm 1884, với một kính viễn vọng khúc xạ sáu inch. Đây là một trong những thiên hà gần với Dải Ngân hà. Nó có cấu trúc và thành phần tương tự như Đám mây Magellan nhỏ. Nó có đường kính khoảng 7.000 năm ánh sáng.

**Lịch sử quan sát**
Edwin Hubble, trong bài báo NGC 6822, Hệ thống sao từ xa, xác định 15 ngôi sao biến quang (11 trong số đó là sao biến quang Cepheids) của thiên hà này. Ông cũng khảo sát sự phân bố sao của thiên hà xuống tới 19,4 độ. Ông đã cung cấp các đặc điểm quang phổ, độ sáng và kích thước cho năm "tinh vân khuếch tán" sáng nhất (vùng H II khổng lồ) bao gồm Tinh vân Bong bóng và Tinh vân Vành đai. Ông cũng tính toán độ lớn tuyệt đối của toàn bộ thiên hà này.
Việc Hubble phát hiện mười một ngôi sao biến quang Cepheid là một cột mốc quan trọng trong thiên văn học. Bằng cách sử dụng mối quan hệ Độ sáng-Thời gian Cepheid, Hubble đã xác định khoảng cách tới chúng là 214 kiloparsec hoặc 698.000 năm ánh sáng. Đây là hệ thống đầu tiên ngoài Đám mây Magellan được xác định khoảng cách. (Hubble tiếp tục quá trình này với thiên hà Andromeda và thiên hà tam giác). Khoảng cách tới thiên hà của anh vượt xa giá trị 300.000 năm ánh sáng của Harlow Shapley đối với kích thước của vũ trụ. Trong bài báo, Hubble đã kết luận "Cuộc tranh luận lớn" năm 1920 giữa Heber Curtis và Shapley về quy mô của vũ trụ và bản chất của "tinh vân xoắn ốc". Rõ ràng là tất cả các tinh vân xoắn ốc trên thực tế là các thiên hà xoắn ốc nằm ngoài Dải Ngân hà của chúng ta.
Nghiên cứu về các tấm Hubble của Susan Kayser vào năm 1966 vẫn là nghiên cứu đầy đủ nhất về thiên hà này cho đến năm 2002.

**Gallery**
Image:ALMA peers into the hearts of stellar nurseries.jpg|Hình ảnh tổng hợp từ dữ liệu của MPG/ESO telescope và Atacama Large Millimeter Array.
Image:NGC 6822 GALEX WikiSky.jpg|NGC 6822 trong tia cực tím bằng GALEX.
Image:Glowing Gas Cloud in the Star-Forming Region of Galaxy NGC 6822 (Hubble).jpg|"Vùng hình thành sao" trong NGC 6822.
Image:Region of NGC 6822.jpg|"Nhà máy Ngôi sao khổng lồ" trong NGC 6822.
Image:NGC6822.jpg|NGC 6822 chụp bởiKính viễn vọng không gian Hubble

**Xem thêm**
 Tinh vân Bong Bóng- Tinh vân Chiếc Nhẫn- Đám mây Magellan Lớn - một Thiên hà vô định hình khác nằm trong Nhóm Địa phương- Đám Mây Magellan Nhỏ - một Thiên hà vô định hình khác nằm trong Nhóm Địa phương

**Ghi chú**

**Sources**
 Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook: An observer's guide to the universe beyond the solar system, vol 3, p. 1559

**Liên kết ngoài**
  The Milky Way's Tiny but Tough Galactic Neighbour — Tổ chức Nghiên cứu thiên văn châu Âu tại Nam Bán cầu Press Release-  NGC 6822: Barnard's Galaxy date=2009-06-03 
Thể loại:NGC 6822
Thể loại:Thiên hà vô định hình có thanh
Thể loại:Nhóm Địa phương
Thể loại:Chòm sao Nhân Mã
Thể loại:Thiên thể NGC
Thể loại:Thiên thể IC
Thể loại:Thiên thể PGC
Thể loại:Thiên thể Caldwell
Thể loại:Thiên thể phát hiện năm 1884
Fel d 1

CDD= Fel d 1 là một protein có trong loài mèo được mã hóa bởi các CH1 (chuỗi 1 / Fel d 1-A) và CH2 (chuỗi 2 / Fel d 1-B) gen.
Fel d 1, được sản xuất chủ yếu trong nước bọt của mèo và tuyến bã nhờn, là chất gây dị ứng chính có trên mèo và mèo con.  Fel d 1 cũng được sản xuất bởi chính da mèo. Protein này là một chức năng chưa biết đối với động vật nhưng gây ra phản ứng IgG hoặc IgE ở người nhạy cảm (có thể là phản ứng gây ra dị ứng hoặc hen suyễn). Mèo con sản xuất ít Fel d 1 nhiều hơn mèo trưởng thành. Mèo cái tạo ra mức độ Fel d 1 thấp hơn so với con đực (không có con)., trong khi con đực tạo ra mức độ tương tự như con cái; cả con cái còn nguyên vẹn và bị phá hủy đều tạo ra mức độ tương tự nhau.
Mặc dù con cái và con đực trung tính sản xuất Fel d 1 ở mức độ thấp hơn, chúng vẫn sản xuất đủ để gây ra các triệu chứng dị ứng ở những người nhạy cảm. Loại bỏ các bề mặt mềm trong nhà (thảm, đồ nội thất), thường xuyên giặt khăn trải giường, bộ lọc HEPA và thậm chí tắm mèo đã được chứng minh là làm giảm lượng Fel d 1 có trong nhà date=July 2018.
Các nhà nghiên cứu đã điều tra các báo cáo từ chủ sở hữu mèo rằng một số giống mèo nhất định không tạo ra Fel d 1 hoặc làm như vậy ở mức độ thấp hơn đáng kể so với các giống chó khác. Ví dụ, từng con mèo Siberia từ giống tự nhiên có nguồn gốc từ vùng Siberia được đặt tên, đã được chứng minh là có các biến thể di truyền dẫn đến việc sản xuất Fel d 1. thấp hơn  Một giống chó khác được cho là có khả năng di truyền có thể không tạo ra chất gây dị ứng này hoặc sản xuất ít hơn là Balinese, một nhánh của giống chó Xiêm. Nghiên cứu tiếp tục, bị cản trở do thiếu xét nghiệm di truyền đáng tin cậy cho sản xuất Fel d 1.
Một biến thể của Fel-D1 hiện diện trong nọc độc của loris chậm (Linh trưởng: Nycticebus). Lorise chậm là một trong số ít động vật có vú có nọc độc và là loài linh trưởng có nọc độc duy nhất được biết đến, sở hữu nọc độc hỗn hợp kép của nước bọt và tuyến nước bọt (BGE). BGE sở hữu một loại protein giống như Fel-D1, có thể ảnh hưởng đến các loài vật chủ như một chất gây dị ứng như một thành phần của nọc độc và có chức năng giao tiếp.

**Kết cấu**
Cấu trúc bậc bốn hoàn chỉnh của Fel d 1 đã được xác định. Các chất gây dị ứng là một tetrameric glycoprotein gồm hai disulfua kết nối với heterodimers của chuỗi 1 và 2. Fel d 1 chuỗi 1 và 2 chia sẻ sự tương đồng về cấu trúc với uteroglobin, một thành viên siêu họ secretoglobin; chuỗi 2 là một glycoprotein với các oligosacarit liên kết N, Cả hai chuỗi chia sẻ một cấu trúc xoắn ốc alpha.

**Xem thêm**
 Dị ứng với mèo - Fel 4 - Loris chậm

**Tham khảo**
IPR015332
Thể loại:Glycoprotein
Upsilon Pegasi

Upsilon Pegasi (La tinh hóa từ υ Pegasi, tên viết tắt là Ups Peg, υ Peg), tên chính thức là Alkarab b,, là tên của một ngôi sao nằm trong một chòm sao phương bắc bắc tên là Phi Mã. Cấp sao biểu kiến của nó là 4,40, nghĩa là ta có thể nhìn thấy nó bằng mắt thường. Để nhìn thấy ngôi sao này bằng mắt thường và rõ nhất thì ta phải ở khu vực có điều kiện thời tiết tốt cũng như ở nơi có độ ô nhiễm ánh sáng ở mức thấp nhất, tức là cách xa thành thị. Giá trị thị sai là 19,14 mas, tức là khoảng cách xấp xỉ giữa nó với chúng ta là khoảng 170,4 năm ánh sáng.

**Tên gọi**
Upsilon Pegasi là tên được La tinh hóa từ υ Pegasi theo như định danh Bayer cho tên của các ngôi sao.
Tên truyền thống của nó trong tiếng Ả rập là Al Karab (nghĩa là "dây thừng"). Năm 2016, hiệp hội Thiên văn Quốc tế đã bắt đầu xác định và tiêu chuẩn hóa cho tên các ngôi sao và vào ngày 5 tháng 9 năm 2017, cái tên Alkarab đã được chấp thuận. Sau đó,nó được đưa vào danh sách IAU.

**Thuộc tính**
Ngôi sao này có quang phổ thuộc loại F8 III và là một sao khổng lồ có ánh sáng màu vàng trắng.
Độ kim loại của nó là -0,01 (bằng 97,7%của mặt trời). Hiện nó đang di chuyển qua Ngân Hà với vận tốc 50 km/s so với mặt trời. Khoảng cách của nó với tâm Ngân Hà là khoảng giữa 18600 đến 26300 năm ánh sáng.

**Dữ liệu hiện tại**
Theo như quan sát, đây là ngôi sao nằm trong chòm sao Phi Mã và dưới đây là một số dữ liệu khác:
Xích kinh 22.78350
Xích vĩ 14.7606
Cấp sao biểu kiến 4.40
Cấp sao tuyệt đối 0.83

Vận tốc xuyên tâm 8.59 km/s
Loại quang phổ F8III
Giá trị thị sai 19,14 +/- 0,18

**Tham khảo**
Thể loại:Chòm sao Phi Mã
Thể loại:Thiên thể Bayer
Thể loại:Thiên thể HR
Thể loại:Thiên thể Durchmusterung
Thể loại:Sao khổng lồ nhóm F
Thể loại:Thiên thể Flamsteed
Thể loại:Thiên thể HD
Thể loại:Thiên thể Hipparcos
A1CF

Yếu tố bổ sung APOBEC1 là một protein mà ở người được mã hóa bởi gen A1CF.

**Gen**
Sự ghép nối thay thế xảy ra tại quỹ tích này và ba biến thể phiên mã độ dài đầy đủ, mã hóa ba dạng đồng phân riêng biệt, đã được mô tả. Mối nối bổ sung đã được quan sát nhưng bản chất đầy đủ của các biến thể này vẫn chưa được xác định.

**Chức năng**
mARN Apolipoprotein B của động vật có vú trải qua quá trình khử từ C đến U đặc hiệu tại chỗ, được trung gian bởi một phức hợp enzyme đa thành phần có chứa một lõi tối thiểu bao gồm APOBEC1 và một yếu tố bổ sung được mã hóa bởi gen này. Sản phẩm gen có ba mô-đun nhận dạng ARN không giống nhau và thuộc họ protein gắn ARN hnRNP R. Nó đã được đề xuất rằng yếu tố bổ sung này hoạt động như một tiểu đơn vị gắn ARN và kết nối APOBEC1 để khử cytidine ngược dòng. Các nghiên cứu cho thấy protein này cũng có thể liên quan đến các sự kiện chỉnh sửa ARN hoặc xử lý ARN khác.
Nó thiếu hụt kết quả gây chết ở chuột.

**Tương tác**
A1CF đã được hiển thị để tương tác với APOBEC1, CUGBP2, và SYNCRIP.

**Tham khảo**

**Liên kết ngoài**
  A1CF

**Đọc thêm**
Thể loại:Protein người
Thể loại:Gen trên nhiễm sắc thể 10 ở người
Dự án Araucaria

Dự án Araucaria - sự hợp tác khoa học quốc tế tập trung vào việc cải thiện hiệu chuẩn thang đo khoảng cách ngoài vũ trụ dựa trên các quan sát các chỉ số khoảng cách chính trong một số thiên hà gần Ngân Hà.

**Dự án**
Dự án Araucaria là sự hợp tác giữa các nhà thiên văn học từ các tổ chức ở Châu Âu, Chile và Hoa Kỳ. Mục đích chính của nó là cung cấp một hiệu chuẩn được cải thiện của thang đo khoảng cách ngoài địa phương. Trong quá trình thiết lập thang đo khoảng cách ngoài vũ trụ, khó khăn lớn nhất dẫn đến đóng góp lớn nhất hiện nay đối với sự không chắc chắn có hệ thống của hằng số Hubble nằm ở việc xác định khoảng cách tuyệt đối chính xác đến các thiên hà gần đó. Lý do chính cho khó khăn dai dẳng này là ở sự phụ thuộc không xác định của nến tiêu chuẩn sao, được sử dụng để đo khoảng cách của các thiên hà gần đó, về các tính chất môi trường của các thiên hà chủ của chúng (tính kim loại, tuổi của quần thể sao, v.v.). Dự án Araucaria là một nỗ lực để khắc phục tình trạng này đối với một số nến sao quan trọng nhất, bao gồm các biến Cepheid, sao RR Lyrae, sao khổng lồ đỏ và siêu sao xanh có khả năng cung cấp xác định khoảng cách chính xác cho các thiên hà gần đó một khi môi trường của chúng sự phụ thuộc được hiệu chỉnh tốt. Chiến lược của chúng tôi là xác định khoảng cách chính xác bằng cách sử dụng các nến sao khác nhau cho một số thiên hà với các thông số môi trường khác nhau, phân tích cẩn thận sự khác biệt về khoảng cách giữa các nến sao khác nhau và cách chúng thay đổi theo các thông số môi trường của các thiên hà chủ.
Các mẫu thiên hà của dự án này bao gồm NGC 6822, IC 1613 và NGC 3109 trong Nhóm Địa phương và NGC 55, NGC 247, NGC 300 và NGC 7793 trong Nhóm Điêu khắc. Tất cả các thiên hà mục tiêu của chúng ta có thể được phân giải thành các thành phần sao của chúng bằng các kính thiên văn và dụng cụ hiện đại có sẵn cho dự án.

**Tham khảo==
Sao siêu khổng lồ xanh

Tập tin:Alnitak.png|nhỏ|Alnitak trong chòm sao Lạp Hộ.
Tập tin:Hadar.png|nhỏ|Hệ ba sao Beta Centauri (Hadar) trong chòm sao Bán Nhân Mã.
Sao siêu khổng lồ xanh (BSG) là những ngôi sao nóng, sáng, được gọi một cách khoa học là các sao siêu khổng lồ OB. Những ngôi sao này có độ sáng lớp I và quang phổ B9 hoặc cao hơn.
Các sao siêu khổng lồ xanh được tìm thấy ở phía trên bên trái của biểu đồ Hertzsprung–Russell, bên phải dãy chính. Chúng lớn hơn Mặt Trời nhưng nhỏ hơn sao siêu khổng lồ đỏ, với nhiệt độ bề mặt trong khoảng 10,000–50,000 K và độ sáng gấp khoảng từ 10.000 đến 1.000.000 lần độ sáng Mặt Trời.

**Tham khảo**
Thể loại:Loại sao
EGS-zs8-1

EGS-zs8-1 là một thiên hà phá vỡ Lyman có độ dịch chuyển cao được tìm thấy ở phía bắc chòm sao Boötes. Vào tháng 5 năm 2015, EGS-zs8-1 có độ dịch chuyển quang phổ cao nhất trong số các thiên hà đã biết, có nghĩa là EGS-zs8-1 là thiên hà xa nhất và lâu đời nhất được quan sát thấy. Vào tháng 7 năm 2015, EGS-zs8-1 đã bị vượt qua bởi EGSY8p7 (EGSY-2008532660) 

**Miêu tả**
Độ dịch chuyển đỏ của EGS-zs8-1 được đo ở z = 7,73, tương ứng với khoảng cách di chuyển ánh sáng cách Trái đất khoảng 13,04 tỷ năm ánh sáng và tuổi đời là 13,04 tỷ năm. Thiên hà cho thấy tốc độ hình thành sao cao, do đó, nó giải phóng bức xạ cực đại của nó ở phần cực tím của phổ điện từ, gần abbr=on     Đường phát xạ Lyman-alpha do bức xạ cực mạnh từ các ngôi sao xanh mới hình thành, do đó nó được phân loại là thiên hà phá vỡ Lyman; các thiên hà vỡ sao đỏ cao phát ra đường phát xạ Lyman-alpha. Do hiệu ứng dịch chuyển đỏ vũ trụ gây ra bởi sự giãn nở của không gian theo hệ mét, ánh sáng cực đại từ thiên hà đã bị dịch chuyển đỏ và đã chuyển sang phần hồng ngoại của phổ điện từ. Thiên hà có khoảng cách đồng chuyển động (khoảng cách di chuyển ánh sáng nhân với hằng số Hubble, gây ra bởi sự giãn nở không gian theo hệ mét) cách Trái đất khoảng 30 tỷ năm ánh sáng.
EGS-zs8-1 được sinh ra sau 670 triệu năm sau Vụ nổ lớn, trong thời kỳ tái tạo và nó có kích thước bằng 15% dải Ngân hà. Thiên hà được phát hiện lớn hơn các thiên hà láng giềng khác trong thời kỳ đó khi vũ trụ vẫn còn rất trẻ. Khối lượng của nó tại thời điểm ánh sáng được phát ra được ước tính bằng khoảng 15% khối lượng hiện tại của Dải Ngân hà. Thiên hà được làm ngôi sao mới ở khoảng 80 lần so với tỷ lệ của Milky Way hiện tại, hoặc tương đương gấp 800 M☉ giá trị vật liệu chuyển sang sao mỗi năm. Ánh sáng tới Trái đất được tạo ra bởi các ngôi sao trong EGS-zs8-1 có tuổi thọ 100 triệu đến 300 triệu năm tại thời điểm chúng phát ra ánh sáng. Độ tuổi của những nơi EGS-zs8-1 nó trong giai đoạn i on hóa lại của sự cấu tạo, một thời gian khi hydro bên ngoài thiên hà đã được chuyển từ một trung lập trạng thái ion hóa. Theo các nhà khám phá của thiên hà, EGS-zs8-1 và các thiên hà ban đầu khác có khả năng là nguyên nhân của sự tái hợp.

**Khám phá**
Vào năm 2013, nhà thiên văn học Yale Pascal Oesch đã phát hiện ra một vật thể sáng bất ngờ trong khi nhìn vào hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble. Sau đó, ông xác nhận sự tồn tại của vật thể bằng Kính viễn vọng Không gian Spitzer. Tính toán dịch chuyển đỏ, sử dụng thiết bị đo quang phổ đa vật thể cho thám hiểm hồng ngoại (MOSFIRE) tại Đài thiên văn WM Keck ở Hawaii, sau đó được thực hiện để xác định chính xác tuổi của thiên hà. Oesch và các đồng nghiệp của ông tại Yale và Đại học California, Santa Cruz đã công bố phát hiện này, được đặt tên là EGS-zs8-1, vào tháng 5 năm 2015 đã vượt qua kỷ lục trước đó về thiên hà lâu đời nhất khoảng 30 triệu năm.

**Xem thêm**

**Tham khảo**
Thể loại:Thiên hà lùn
Thể loại:Thiên thể phát hiện năm 2013
Thể loại:Thiên hà
Thể loại:Chòm sao Mục Phu
Sao siêu khổng lồ đỏ

Sao siêu khổng lồ đỏ (tiếng Anh: Red supergiant, RSG) là những ngôi sao siêu khổng lồ có lớp độ sáng (lớp Jennkes I) thuộc loại quang phổ K hoặc M. Chúng là những ngôi sao lớn nhất trong vũ trụ về mặt thể tích, mặc dù chúng không phải là khối lượng lớn nhất hoặc phát sáng mạnh nhất. Betelgeuse và Antares là những sao siêu khổng lồ đỏ sáng nhất và nổi tiếng nhất, thực sự là những sao siêu khổng lồ đỏ có cường độ sáng cấp 1 duy nhất.

**Phân loại**
Các ngôi sao được phân loại là sao siêu khổng lồ đỏ trên cơ sở lớp độ sáng quang phổ của chúng. Hệ thống này sử dụng các vạch phổ chẩn đoán nhất định để ước tính trọng lực bề mặt của một ngôi sao, do đó xác định kích thước của nó so với khối lượng của nó. Những ngôi sao lớn hơn phát sáng hơn ở một nhiệt độ nhất định và giờ đây có thể được nhóm lại thành các dải có độ sáng khác nhau.
Sự khác biệt về độ sáng giữa các ngôi sao này thể hiện rõ nhất ở nhiệt độ thấp, trong đó các ngôi sao khổng lồ sáng hơn nhiều so với các ngôi sao có trình tự chính. Sao siêu khổng lồ đỏ có trọng lượng bề mặt thấp nhất và do đó lớn nhất và sáng nhất ở một nhiệt độ cụ thể.
Hệ thống phân loại Yerkes hoặc Morgan-Keenan (MK) khá phổ biến. Nó nhóm các sao thành năm nhóm độ sáng chính được chỉ định bằng các chữ số La Mã.

**Tham khảo**
Thể loại:Sao siêu khổng lồ nhóm M
Thể loại:Loại sao
Sao xung đôi

Tranh giả tưởng của nghệ sĩ về một sao xung đôi
Sao xung đôi là một sao xung có sao đôi đồng hành, thường là sao lùn trắng hoặc sao neutron. (Trong ít nhất một trường hợp, đôi pulsar PSR J0737-3039, ngôi sao đồng hành neutron là pulsar khác là tốt.) Pulsar Binary là một trong số ít các đối tượng cho phép các nhà vật lý để kiểm tra thuyết tương đối rộng vì trường hấp dẫn mạnh mẽ trong khu vực lân cận. Mặc dù đồng hành nhị phân với pulsar thường khó hoặc không thể quan sát trực tiếp, nhưng sự hiện diện của nó có thể được suy ra từ thời gian của các xung từ chính pulsar, có thể được đo bằng độ chính xác phi thường bằng kính viễn vọng vô tuyến.

**Lịch sử**
Sao xung đôi đầu tiên, PSR B1913 + 16 hoặc "Pulsar nhị phân Hulse-Taylor" được phát hiện vào năm 1974 tại Arecibo bởi Joseph Hooton Taylor, Jr. và Russell Hulse, họ đã giành giải thưởng Nobel Vật lý năm 1993. Trong khi Hulse đang quan sát xung nhịp PSR B1913+16 mới được phát hiện, anh nhận thấy tốc độ xung của nó thay đổi thường xuyên. Người ta đã kết luận rằng pulsar đang quay quanh một ngôi sao khác rất gần với tốc độ cao và chu kỳ xung thay đổi do hiệu ứng Doppler: Khi pulsar di chuyển về phía Trái Đất, các xung sẽ thường xuyên hơn; và ngược lại, khi nó di chuyển khỏi Trái Đất, sẽ ít bị phát hiện hơn trong một khoảng thời gian nhất định. Người ta có thể nghĩ về các xung giống như tiếng tích tắc của đồng hồ; những thay đổi trong tiếng tích tắc là dấu hiệu cho thấy những thay đổi về tốc độ của xung và hướng ra khỏi Trái Đất. Hulse và Taylor cũng xác định rằng các ngôi sao có khối lượng xấp xỉ bằng nhau khi quan sát các dao động xung này, khiến chúng tin rằng vật thể khác cũng là một sao neutron. Các xung từ hệ thống này hiện được theo dõi trong vòng 15 μs.
Nghiên cứu về sao xung đôi PSR B1913 + 16 cũng dẫn đến việc xác định chính xác đầu tiên khối lượng sao neutron, sử dụng hiệu ứng thời gian tương đối tính. Khi hai cơ thể ở gần nhau, trường hấp dẫn mạnh hơn, thời gian trôi chậm lại - và thời gian giữa các xung (hoặc tích tắc) được kéo dài. Sau đó, khi đồng hồ sao xung di chuyển chậm hơn qua phần yếu nhất của trường, nó lấy lại thời gian. Một hiệu ứng tương đối đặc biệt, sự giãn nở thời gian, hoạt động xung quanh quỹ đạo theo cách tương tự. Độ trễ thời gian tương đối tính này là sự khác biệt giữa những gì người ta mong đợi để xem liệu sao xung đang di chuyển ở một khoảng cách và tốc độ không đổi xung quanh bạn đồng hành của nó trong một quỹ đạo tròn, và những gì thực sự được quan sát.

**Tham khảo**
Thể loại:Loại sao
Thể loại:Thiên văn vô tuyến
Thể loại:Sao xung
Thể loại:Sao đôi
Sao Am

Sao Am hoặc sao dòng kim loại là một loại sao đặc biệt về mặt hóa học thuộc loại quang phổ A có phổ hấp thụ mạnh và thường biến đổi các kim loại như kẽm, stronti, zirconi và bari, và sự thiếu hụt của các loại khác, như calci và scandi. Định nghĩa ban đầu của một ngôi sao Am là một ngôi sao trong đó ngôi sao thể hiện "sự thiếu hụt bề mặt rõ ràng của Ca (và/hoặc Sc) và/hoặc sự dư thừa rõ ràng của nhóm Fe và các nguyên tố nặng hơn".
Sự phong phú tương đối bất thường làm cho loại quang phổ được đánh giá từ các dòng Calci K sớm hơn một cách có hệ thống so với loại được đánh giá từ các dòng kim loại khác. Thông thường, một loại quang phổ chỉ được đánh giá từ các dòng hydro là trung gian. Điều này dẫn đến hai hoặc ba loại quang phổ được đưa ra. Ví dụ, Sirius đã được cung cấp một loại phổ kA0hA0VmA1, chỉ ra rằng đó là A0 khi được đánh giá bởi dòng Calci k, A0V khi phán đoán bởi các dòng hydro của nó và A1 khi được đánh giá bởi các dòng kim loại nặng. Có các định dạng khác, chẳng hạn như A0mA1Va, một lần nữa cho sao Sirius.
Các bất thường hóa học là do một số yếu tố hấp thụ nhiều ánh sáng bị đẩy về phía bề mặt, trong khi các yếu tố khác chìm dưới lực hấp dẫn. Hiệu ứng này chỉ diễn ra nếu ngôi sao có tốc độ quay thấp. Thông thường, các sao loại A quay nhanh. Hầu hết các ngôi sao Am tạo thành một phần của hệ thống nhị phân, trong đó vòng quay của các ngôi sao đã bị chậm lại do phanh thủy triều.

**Tham khảo**
Thể loại:Loại sao
Sao Ap và Bp

Sao Ap và Bp là những ngôi sao đặc biệt về mặt hóa học (do đó có ghép thêm chữ "p") của loại A và B thể hiện sự dư thừa của một số kim loại, chẳng hạn như stronti, crom và europi. Ngoài ra, sự dư thừa lớn hơn thường được thấy với các nguyên tố praseodymi và neodymi. Những ngôi sao này có tốc độ quay chậm hơn nhiều so với bình thường đối với các sao loại A và B, mặc dù một số vận tốc quay thể hiện lên tới khoảng 100 km mỗi giây.

**Từ trường**
Chúng cũng có từ trường mạnh hơn các sao loại A hoặc B cổ điển trong trường hợp HD 215441, đạt 33,5   k G (3,35 T). Thông thường từ trường của những ngôi sao này nằm trong phạm vi từ vài kG đến hàng chục kG. Trong hầu hết các trường hợp, một trường được mô hình hóa như một lưỡng cực đơn giản là một xấp xỉ tốt và đưa ra lời giải thích về lý do tại sao có một biến thiên định kỳ rõ ràng trong từ trường, vì nếu một trường như vậy không thẳng hàng với trục xoay thì cường độ trường sẽ thay đổi khi ngôi sao quay. Để hỗ trợ cho lý thuyết này, người ta đã lưu ý rằng các biến thể trong từ trường có tương quan nghịch với tốc độ quay. Mô hình này của trường lưỡng cực, trong đó trục từ được bù với trục quay, được gọi là mô hình quay xiên.
Nguồn gốc của từ trường cao như vậy trong các ngôi sao Ap là có vấn đề và hai lý thuyết đã được đề xuất để giải thích chúng. Đầu tiên là giả thuyết trường hóa thạch, trong đó trường là di tích của trường ban đầu trong môi trường liên sao (ISM). Có đủ từ trường trong ISM để tạo ra từ trường cao như vậy thật sự, đến mức lý thuyết khuếch tán xung quanh phải được gọi để giảm trường trong các ngôi sao bình thường. Lý thuyết này không yêu cầu trường duy trì ổn định trong một thời gian dài và không rõ liệu một trường quay xiên như vậy có thể làm như vậy hay không. Một vấn đề khác với lý thuyết này là giải thích tại sao chỉ có một tỷ lệ nhỏ các sao loại A thể hiện những thế mạnh trường cao này. Lý thuyết thế hệ khác là hành động động lực trong lõi quay của các ngôi sao Ap; tuy nhiên, bản chất xiên của trường không thể được tạo ra bởi mô hình này, vì người ta luôn luôn kết thúc với một trường hoặc được căn chỉnh theo trục xoay hoặc ở góc 90 ° với nó. Cũng không rõ liệu có thể tạo ra các trường lưỡng cực lớn như vậy bằng cách giải thích này hay không, do sự quay chậm của ngôi sao. Mặc dù điều này có thể được giải thích bằng cách gọi một lõi quay nhanh với độ dốc xoay cao lên bề mặt, không chắc là trường trục đối xứng có trật tự sẽ xảy ra.

**Tham khảo**
Thể loại:Sao nhóm A
Thể loại:Loại sao
Sao B(e)

Tập tin:ESO-_Reflection_Nebula_around_HD_87643-phot-28a-09-fullres.jpg|phải|nhỏ| Hình mô tả tinh vân xung quanh sao B e HD 87643 
Sao Be là một ngôi sao loại B với các vạch phát xạ ion hóa trung tính hoặc thấp bị cấm đặc biệt trong phổ của nó. Việc chỉ định kết quả từ việc kết hợp lớp phổ B, chữ thường e biểu thị phát xạ trong hệ thống phân loại quang phổ và dấu ngoặc vuông xung quanh biểu thị các đường cấm. Những ngôi sao này cũng thường xuyên hiển thị các vạch phát xạ hydro mạnh, nhưng tính năng này có mặt trong nhiều loại sao khác và không đủ để phân loại đối tượng B e. Các đặc điểm quan sát khác bao gồm phân cực tuyến tính quang học và bức xạ hồng ngoại thường mạnh hơn nhiều so với các sao hạng B thông thường, được gọi là dư hồng ngoại. Vì bản chất Be là nhất thời, các sao loại Be có thể biểu hiện phổ loại B bình thường vào các thời điểm và các sao loại B bình thường có thể trở thành sao Be.

**Khám phá**
Nhiều ngôi sao Be được phát hiện có đặc thù quang phổ. Một trong những đặc thù này là sự hiện diện của các vạch quang phổ bị cấm của sắt bị ion hóa và đôi khi các nguyên tố khác. Vào năm 1973, một nghiên cứu về một trong những ngôi sao này, HD 45677 hoặc FS CMa, cho thấy sự dư thừa hồng ngoại cũng như các đường cấm của OI, S II, FeII, NiII, và nhiều hơn nữa 
Năm 1976, một nghiên cứu về các ngôi sao Be có dư thừa hồng ngoại đã xác định một tập hợp các ngôi sao cho thấy các vạch phát xạ bị cấm từ sắt bị ion hóa và một số nguyên tố khác. Những ngôi sao này đều được coi là khác biệt với chuỗi sao cổ điển Be, mặc dù chúng có vẻ bao gồm một loạt các loại sao khác nhau. Thuật ngữ sao B e được đặt ra để nhóm các ngôi sao này.

**Tham khảo**
Thể loại:Khoa học năm 1866
Thể loại:Loại sao