cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Sao
Sự hình thành tiền sao
Khi đám mây co lại, những tập hợp đơn lẻ của khí và bụi đậm đặc tạo nên cái mà chúng ta gọi là khối cầu Bok. Khối cầu tiếp tục suy sụp (co lại), mật độ tăng lên, năng lượng hấp dẫn chuyển thành nhiệt năng và làm cho nhiệt độ tăng lên. Khi đám mây tiền sao đã đạt tới xấp xỉ điều kiện ổn định của cân bằng thủy tĩnh, một tiền sao hình thành tại lõi của đám mây. Những sao tiền dải chính này thường bị bao bọc xung quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Chu kỳ co sụp hấp dẫn này diễn ra trong khoảng 10 đến 15 triệu năm.
Những sao sơ sinh với khối lượng nhỏ hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời được gọi là các saoT Tauri, trong khi các sao có khối lượng lớn hơn gọi là sao Herbig Ae/Be. Những sao mới sinh ra phát ra các tia khí dọc theo trục tự quay của nó, làm giảm mô men góc của sao đang suy sụp và tạo ra những phần mờ đục trong vùng đám mây gọi là các thiên thể Herbig-Haro. Những tia này, kết hợp cùng với bức xạ từ các sao khối lượng lớn ở gần, có thể giúp thổi bay đám mây bao quanh ngôi sao đã hình thành.
Dải chính
Khoảng 90% thời gian sống của một sao là để đốt cháy hydro tạo ra heli trong những phản ứng nhiệt độ cao và áp suất cao tại lõi của sao. Những ngôi sao như vậy được xếp vào dải chính và gọi là các sao lùn. Bắt đầu tại độ tuổi 0 (zero-age) của dải chính, tỷ lệ heli trong lõi của sao sẽ tăng lên. Hệ quả là để duy trì tốc độ đòi hỏi của phản ứng nhiệt hạt nhân tại lõi, ngôi sao sẽ từ từ tăng dần nhiệt độ và độ sáng của nó –ví dụ Mặt Trời, ước tính nó đã tăng độ sáng lên khoảng 40% từ khi nó đạt đến dải chính cách đây 4,6 tỷ năm trước.
Mỗi sao phát ra gió sao chứa các hạt gây nên các dòng khí liên tục thổi vào không gian. Đối với hầu hết các sao, khối lượng bị mất đi do gió sao là không đáng kể. Mặt Trời mất khoảng 10−14 khối lượng Mặt Trời hàng năm, hay khoảng 0,01% tổng khối lượng của nó trong toàn bộ thời gian sống của nó. Tuy thế, những sao khối lượng lớn có thể mất từ 10−7 đến 10−5 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, làm ảnh hưởng quan trọng tới sự tiến hóa của những sao này. Những sao mà khối lượng ban đầu lớn hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời có thể mất trên một nửa tổng khối lượng trong khi nó vẫn đang ở trạng thái trên dải chính.
phải|nhỏ|360px|Một ví dụ của [[biểu đồ Hertzsprung-Russell cho một lớp các sao bao gồm Mặt Trời (ở tâm). (Xem "Phân loại" ở bên dưới.)]]
Khoảng thời gian một sao ở trong giai đoạn của dải chính phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu nó đã sử dụng và tốc độ đốt cháy nhiên liệu đó, và khối lượng và độ sáng ban đầu của ngôi sao. Đối với Mặt Trời, người ta ước tính là vào khoảng 1010 năm. Các ngôi sao lớn tiêu dùng nhiên liệu của chúng rất nhanh và có thời gian sống ngắn. Trái lại, các sao nhỏ (gọi là sao lùn đỏ) tiêu dùng năng lượng rất chậm và thời gian sống của chúng từ hàng chục tỷ đến hàng trăm tỷ năm. Đến cuối đời, chúng chỉ đơn giản mờ hơn đi mà thôi. Tuy nhiên, do thời gian sống của các sao như vậy vượt quá độ tuổi hiện tại của vũ trụ (13,7 tỷ năm), cho nên chưa thể có một sao lùn đỏ nào đạt đến trạng thái như thế.
Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn heli có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli được xem là "kim loại", và nồng độ hóa học các nguyên tố này được gọi là tỉ lệ kim loại (metallicity). Tỉ lệ kim loại có thể ảnh hưởng đến thời gian ngôi sao đốt cháy nhiên liệu, điều khiển sự hình thành của từ trường và làm thay đổi cường độ của gió sao. Các sao già, hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ kim loại (metallicity) ít hơn rõ rệt so với các sao trẻ, sao lớp I (population I), do chúng hình thành từ các đám mây phân tử. (Theo thời gian những đám mây này được làm giàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn khi những ngôi sao già chết đi và để lại tỉ lệ kim loại trong khí quyển của chúng.
Sau dải chính
Khi một sao với khối lượng ít nhất 0,4 lần khối lượng Mặt Trời cạn kiệt nhiên liệu hydro tại lõi của nó, lớp ngoài cùng của nó mở rộng ra rất lớn và lạnh đi, khiến sao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Ví dụ, trong khoảng 5 tỉ năm nữa, Mặt Trời của chúng ta sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, nó sẽ nở rộng với bán kính cực đại vào khoảng 1AU, hay 250 lần bán kính hiện tại. Khi trở thành sao khổng lồ, Mặt Trời sẽ mất khoảng 30% khối lượng hiện tại.
Sau khi ngôi sao đã sử dụng hết nhiên liệu heli ở lõi, phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục diễn ra trong lớp vỏ bao quanh một lõi nóng chứa cacbon và oxy. Ngôi sao từ đó đi theo con đường tiến hóa song song với pha ban đầu của sao khổng lồ đỏ, nhưng với nhiệt độ bề mặt cao hơn.
Sao khối lượng lớn
Trong giai đoạn (pha) đốt cháy heli của chúng, những ngôi sao với khối lượng lớn hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời nở rộng thành các sao siêu khổng lồ đỏ. Khi nhiên liệu trong chúng bị cạn kiệt tại lõi, chúng có thể tiếp tục thực hiện các phản ứng nhiệt hạt nhân để đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli. Lõi co lại cho đến khi nhiệt độ và áp suất đạt đến đủ để thực hiện phản ứng đốt cháy cacbon (xem quá trình đốt cháy cacbon). Quá trình này tiếp tục với các giai đoạn tiếp theo là đốt cháy neon (xem quá trình đốt cháy neon), oxy (xem quá trình đốt cháy oxy), và silic (xem quá trình đốt cháy silic). Gần cuối đời của sao, phản ứng tổng hợp có thể diễn ra trong các lớp (giống như lớp củ hành) bên trong ngôi sao. Mỗi lớp tổng hợp các nguyên tố khác nhau, với lớp ngoài cùng tổng hợp hydro; lớp tiếp theo tổng hợp heli, và tiếp tục như vậy.
Giai đoạn cuối cùng của chuỗi phản ứng tổng hợp các nguyên tố của ngôi sao khi nó bắt đầu thực hiện phản ứng tổng hợp để tạo ra sắt. Do các hạt nhân sắt có năng lượng liên kết lớn hơn bất kì của một hạt nhân nặng nào khác, và nếu chúng được tổng hợp chúng sẽ không giải phóng năng lượng ra nữa – quá trình sẽ thu năng lượng từ bên ngoài. Như vậy, do chúng liên kết chặt hơn mọi hạt nhân nhẹ, nên năng lượng không thể giải phóng bằng phản ứng phân hạch hạt nhân. Đối với những ngôi sao khối lượng rất lớn và tương đối già, tại tâm của ngôi sao sẽ tích tụ một lõi sắt lớn. Các nguyên tố nặng hơn trong những sao này có thể được tạo ra tại bề mặt, khiến chúng tiến hóa thành các sao Wolf-Rayet với gió sao đậm đặc thổi ra lớp khí quyển bên ngoài.
Suy sụp
Một sao kích thước trung bình khi tiến hóa sẽ thổi bay các lớp bên ngoài của nó để tạo thành tinh vân hành tinh. Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài cùng bị thổi bay đi có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó co lại thành một thiên thể tương đối nhỏ (có kích cỡ bằng khoảng Trái Đất) và không đủ nặng để tiếp tục nén sâu hơn, thiên thể này gọi là sao lùn trắng. Vật chất thoái hóa electron sâu bên trong sao lùn trắng không còn là plasma nữa, mặc dù ngôi sao lúc này thường được coi là quả cầu plasma. Các sao lùn trắng sẽ đi đến suy tàn trở thành các sao lùn đen trong một thời gian rất dài. nhỏ|200px|phải|[[Tinh vân Con Cua, tàn dư của một siêu tân tinh đã được quan sát lần đầu vào khoảng năm 1050.]]
Trong những ngôi sao lớn hơn, phản ứng tổng hợp tiếp tục diễn ra cho đến khi lõi sắt trở lên lớn hơn (khối lượng lớn hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời) và không thể tự chống đỡ được chính khối lượng của nó. Lúc này lõi sẽ ngay lập tức suy sụp khi các electron kết hợp với proton để tạo thành vụ bùng nổ với các neutron cùng các hạt neutrino (hay là phản ứng phân rã beta ngược hoặc sự bắt electron). Sóng xung kích tạo bởi sự suy sụp bất thình lình này làm cho phần còn lại của ngôi sao (những lớp bên ngoài lõi sắt) nổ tung thành một sự kiện siêu tân tinh. Một siêu tân tinh rất sáng mà chỉ trong một thời gian ngắn nó có thể sáng hơn toàn bộ các ngôi sao trong cùng thiên hà đó. Khi chúng xuất hiện trong Ngân Hà, trong lịch sử siêu tân tinh đã từng được quan sát bằng mắt thường với tên gọi "sao mới" (người Trung Hoa gọi là sao khách) nơi chúng trước đây chưa từng tồn tại.
Phần lớn vật chất trong một ngôi sao bị thổi bay đi trong vụ nổ siêu tân tinh (hình thành lên tinh vân như tinh vân Con Cua ) và tàn dư còn lại của lõi là một sao neutron (mà đôi khi được coi là sao xung hoặc bùng nổ tia X hoặc, trong một số trường hợp của những sao khối lượng cực lớn (lớn đủ để lại một tàn dư với khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), là một lỗ đen. Trong một sao neutron, trạng thái vật chất được gọi là vật chất thoái hóa neutron, và nhiều người tin tưởng rằng có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóa ngoại lai nữa, gọi là vật chất QCD, có khả năng có mặt tại lõi. Hiện nay vật chất tồn tại bên trong lỗ đen vẫn chưa được hiểu đến.
Những lớp bên ngoài bị thổi bay đi của ngôi sao đang suy tàn có chứa các nguyên tố nặng mà có thể được tham gia vào quá trình hình thành những ngôi sao mới. Những nguyên tố nặng này cho phép hình thành lên các hành tinh đá. Vật chất bị thổi bay đi của siêu tân tinh và gió sao của những ngôi sao lớn đóng một vai trò quan trọng trong việc hình thành lên môi trường liên sao.
Phân bố
trái|nhỏ|250px|Một [[sao lùn trắng (Sirius B) quay xung quanh sao Sirius A. ảnh của NASA]]
Từ lâu người ta đã giả sử rằng các ngôi lớn xuất hiện trong các hệ nhiều ngôi sao. Điều này đặc biệt đúng cho các lớp sao loại nặng O và B, nơi 80% chúng hình thành trong những hệ nhiều sao. Tuy nhiên tỉ lệ lại giảm cho những hệ nhiều sao nhỏ, chỉ có khoảng 25% sao lùn đỏ được biết là có sao đồng hành cùng. Với khoảng 85% ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là sao lùn đỏ, hầu hết các ngôi sao trong Ngân Hà được sinh ra một cách đơn lẻ.
Các sao không trải đều ra trong vũ trụ, nhưng chúng thường được nhóm lại thành các thiên hà cùng với các khí và bụi liên sao. Một thiên hà điển hình chứa hàng trăm tỷ ngôi sao, và có hơn 100 tỷ (1011) thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Nhiều nhà thiên văn học tin rằng các sao chỉ tồn tại trong các thiên hà, thì các ngôi sao ở môi trường liên thiên hà cũng đã được phát hiện. Các nhà thiên văn cũng ước tính có ít nhất 7×1022 ngôi sao trong vũ trụ quan sát thấy.
Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là Cận Tinh (Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km, hay 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm mới tới được Trái Đất. Khi du hành với vận tốc của tàu con thoi (5 dặm trên một giây—khoảng 30.000 km trên một giờ), chúng ta phải mất tới 150.000 năm để đến được đó. Khoảng cách đến Cận Tinh là điển hình bên trong một đĩa thiên hà, bao gồm cả vùng của Hệ Mặt Trời. Các sao có thể gần nhau hơn khi chúng phân bố tại tâm của các thiên hà và trong các quần tinh cầu, hoặc chúng phân bố cách xa nhau hơn trong các hào quang thiên hà.
Do khoảng cách tương đối lớn giữa các ngôi sao bên ngoài nhân thiên hà, nên sự va chạm giữa các ngôi sao diễn ra rất hiếm. Những vùng đậm đặc hơn như nhân của các cụm sao cầu hay của thiên hà, sự va chạm có thể diễn ra nhiều hơn. Những va chạm này có thể tạo ra những ngôi sao xanh lang thang. Các sao không bình thường này có nhiệt độ bề mặt cao hơn những ngôi sao trong dải chính với cùng độ trưng trong cụm sao.
Các đặc tính
nhỏ|phải|Cụm sao cầu [[Messier 80|M 80. Các ngôi sao già, nghèo kim loại chiếm đa số trong cụm sao này.]] Hầu hết mọi thứ về một sao được xác định bằng khối lượng ban đầu của nó, bao gồm các đặc trưng cơ bản như độ trưng và kích thước, cũng như sự tiến hóa của sao, thời gian sống và sự kết thúc của nó.
Độ tuổi
Sao có khối lượng càng lớn, thì có thời gian sống càng ngắn, bởi vì về cơ bản các sao càng nặng thì áp suất càng lớn hơn tại lõi của chúng, làm cho chúng tổng hợp hydro một cách nhanh hơn. Những sao nặng nhất tồn tại với khoảng thời gian trung bình 1 triệu năm, trong khi các sao nhỏ nhất (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiên liệu của chúng rất chậm và kết thúc sau hàng chục đến hàng trăm tỷ năm.
Thành phần hóa học
Khi các ngôi sao hình thành trong thiên hà, chúng có thành phần vào khoảng 70% hydro và 28% heli, được đo theo khối lượng, với một tỉ lệ nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tỉ lệ điển hình các nguyên tố nặng được đo theo số hạng thành phần sắt trong khí quyển của sao, do sắt là một nguyên tố phổ biến và các vạch hấp thụ của nó là tương đối dễ đo. Bởi vì các đám mây phân tử nơi các sao hình thành luôn được làm giàu bởi các nguyên tố nặng hơn từ các vụ nổ siêu tân tinh, nên việc xác định các thành phần hoá học của một ngôi sao có thể được sử dụng để suy ra độ tuổi của nó. Tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn cũng là một dấu hiệu ngôi sao có khả năng có một hệ hành tinh quay xung quanh. Ngôi sao có thành phần sắt thấp nhất từng đo được đó là sao lùn HE1327-2326, chỉ bằng 1/200.000 thành phần sắt của Mặt Trời. Ngược lại, sao siêu giàu tỉ lệ sắt μ Leonis với sự có mặt của sắt bằng hai lần của Mặt Trời, và sao có hành tinh quay quanh 14 Herculis có tỉ lệ sắt gần bằng ba lần. Cũng tồn tại những sao dị thường về mặt hoá học cho thấy sự có mặt không bình thường của các nguyên tố xuất hiện trong phổ của chúng; đặc biệt là crom và các nguyên tố đất hiếm.
Đường kính
left|thumb|300x300px|Sao có nhiều đường kính khác nhau. Ở mỗi hình trong dãy những vật thể ở bên phải là lớn nhất và đứng ngoài cùng bên trái ở bên cạnh hình tiếp theo. [[Trái Đất ở ngoài cùng bên phải ở hình thứ 1 và Mặt Trời xếp thứ hai từ phải trong hình thứ 3. Ngôi sao ngoài cùng bên phải trong hình 6 là UY Scuti, sao lớn thứ hai được biết từ trước tới nay.]] Bởi vì các ngôi sao cách xa Trái Đất, ngoại trừ Mặt Trời ra, chúng đều hiện lên giống như những chấm sáng lấp lánh trên bầu trời đêm do hiệu ứng của bầu khí quyển Trái Đất. Mặt Trời là một ngôi sao gần nhất với Trái Đất vì vậy nó hiện lên như đĩa tròn cung cấp ánh sáng ban ngày cho hành tinh của chúng ta. Ngoài Mặt Trời, ngôi sao có kích thước biểu kiến lớn nhất là sao R Doradus, với đường kính góc chỉ là 0,057 cung giây.
Kích cỡ của hầu hết các ngôi sao theo đường kính góc là quá nhỏ để có thể quan sát với các kính thiên văn quang học hiện tại, vì vậy việc sử dụng các kính thiên văn giao thoa kế là cần thiết để tạo ra ảnh của những thiên thể này. Một kĩ thuật khác để đo kích thước góc của sao là nhờ sự che khuất. Bằng cách đo chính xác sự giảm độ sáng của sao khi nó bị Mặt Trăng che khuất (hoặc sự tăng độ sáng khi nó tái xuất hiện lại), đường kính góc của sao có thể tính toán ra được.
Các sao có kích thước từ 20 đến 40 km theo đường kính (sao neutron), đến sao khổng lồ như Betelgeuse trong chòm sao Lạp Hộ, với đường kính xấp xỉ lớn hơn 650 lần của Mặt Trời; hay 0,9 tỉ km.
Động học
nhỏ|phải|300px|[[Tua Rua, một quần tinh mở trong chòm sao Kim Ngưu. Những ngôi sao này có chung chuyển động trong không gian.  Ảnh của NASA.]] Chuyển động của một sao tương đối đối với Mặt Trời có thể cung cấp thông tin hữu ích về nguồn gốc và độ tuổi của nó, cũng như về cấu trúc và sự tiến hoá xung quanh thiên hà. Các thành phần chuyển động của một ngôi sao bao gồm vận tốc xuyên tâm hướng vào hoặc ra xa Mặt Trời, và chuyển động góc ngang qua (gọi là chuyển động riêng.
Vận tốc xuyên tâm được đo bằng dịch chuyển Doppler của các vạch phổ của ngôi sao, tính theo đơn vị km/s. Chuyển động riêng của sao được xác định bằng các phép đo chính xác của trắc lượng học (astrometry), tính theo đơn vị mili-giây cung (mas) trên một năm. Bằng cách xác định thị sai của ngôi sao, chuyển động riêng của nó có thể đổi về đơn vị của vận tốc. Các sao có chuyển động riêng với tốc độ cao thì khá gần so với Mặt Trời, và là những ứng cử viên cho các phép đo thị sai.
Một khi các tốc độ của chuyển động được biết, vận tốc không gian của ngôi sao tương đối so với Mặt Trời hoặc so với thiên hà có thể tính ra được. Đối với những ngôi sao ở gần, người ta thấy rằng các sao loại I (population I) nói chung có vận tốc thấp hơn các sao già hơn – sao loại II (population II). Những sao loại II có quỹ đạo elip bị nghiêng so với mặt phẳng của thiên hà. Việc so sánh động học của các sao ở gần cũng dẫn đến việc xác định được các tập hợp sao (stellar association). Chúng là những nhóm sao có điểm chung về nguồn gốc trong các đám mây khí khổng lồ.
Từ trường
nhỏ|trái|220px|Bề mặt từ trường của sao [[SU Aurigae|SU Aur (một sao trẻ loại sao T Tauri), tạo dựng lại nhờ kĩ thuật tạo ảnh Zeeman-Doppler.]]
Từ trường của một ngôi sao được tạo ra từ những vùng bên trong sao nơi xảy ra những sự đối lưu tuần hoàn. Chuyển động của các plasma đối lưu này có chức năng giống như một máy phát điện (dynamo), tạo ra từ trường mở rộng ra bên ngoài ngôi sao. Cường độ của từ trường thay đổi theo khối lượng và thành phần hoá học của sao, và sự hoạt động của từ trường bề mặt phụ thuộc vào tốc độ quay của ngôi sao. Sự hoạt động của từ trường bề mặt tạo ra các vết sao (starspot), những vùng có từ trường mạnh và nhiệt độ bề mặt tại đấy thấp hơn những vùng lân cận. Vòng nhật hoa (coronal loop) là những cung từ trường vươn tới vành nhật hoa (corona) từ những vùng hoạt động. Chớp lửa sao (stellar flare) là những bùng nổ các hạt năng lượng cao được phát ra cũng từ các vùng từ trường hoạt động này.
Các sao trẻ, quay nhanh có xu hướng hoạt động bề mặt ở mức cao do từ trường của chúng. Tuy nhiên, từ trường có thể tác động ảnh hưởng lên gió sao, với chức năng giống như một cái phanh làm chậm dần tốc độ quay của ngôi sao khi ngôi sao dần già đi. Do vậy, những sao già hơn như Mặt Trời có tốc độ tự quay chậm đi rất nhiều và mức độ hoạt động bề mặt cũng thấp hơn. Các sao quay chậm có mức độ hoạt động giảm dần thay đổi theo chu kỳ và có thể ngừng hoạt động trong nhiều chu kỳ. Ví dụ, trong suốt thời kỳ yên tĩnh của nó (maunder minimum), Mặt Trời đi vào giai đoạn 70 năm không có hoạt động của vết đen Mặt Trời (sunspot).
Khối lượng
nhỏ|phải|250px|[[Tinh vân phản xạ NGC 1999 được chiếu sáng bởi sao V380 Orionis (ở tâm), một sao biến quang với khối lượng khoảng 3,5 lần khối lượng Mặt Trời. Phần màu đen trên hình là một lỗ trống khổng lồ trong không gian chứ không phải là một tinh vân tối như đã từng nghĩ trước đây. Ảnh của NASA]]
Một trong những ngôi sao có khối lượng lớn nhất được biết là Eta Carinae, với khối lượng bằng khoảng từ 100 đến 150 lần khối lượng của Mặt Trời; vì thế nó có thời gian sống rất ngắn, chỉ vài triệu năm tuổi. Một nghiên cứu gần đây về quần tinh cái Cung (Arches cluster) gợi ra rằng khối lượng 150 lần khối lượng Mặt Trời là giới hạn trên cho các ngôi sao trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ. Lý do cho giới hạn trên về khối lượng vẫn chưa được biết một cách chính xác, nhưng một phần là do độ sáng Eddington (Eddington luminosity) mà cho phép lượng sáng lớn nhất có thể được truyền qua khí quyển của một ngôi sao mà không làm thổi các khí vào không gian. Tuy thế, một ngôi sao tên là R136a1 trong đám sao RMC 136a đã được đo với khối lượng là 265 lần khối lượng Mặt Trời, đã đặt ra một giói hạn trên về khối lượng của các ngôi sao.
Những ngôi sao đầu tiên hình thành sau Big Bang có thể có khối lượng lớn hơn, trên 300 lần khối lượng của Mặt Trời hoặc hơn nữa, do sự vắng mặt hoàn toàn của các nguyên tố nặng hơn lithium trong thành phần của chúng. Tuy thế, thế hệ các sao siêu khối lượng, sao loại III (population III), đã biến mất từ lâu và hiện tại chỉ là về lý thuyết.
Với khối lượng chỉ bằng 93 lần khối lượng của Mộc Tinh, AB Doradus C, một sao đồng hành của sao AB Doradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết đến có xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi. Đối với các sao có tính kim loại (metallicity) như Mặt Trời, theo lý thuyết hiện nay thì khối lượng nhỏ nhất đủ để một ngôi sao thực hiện được phản ứng tổng hợp tại lõi được ước tính vào khoảng 75 lần khối lượng của Sao Mộc. Tuy nhiên, khi thành phần kim loại (metallicity) rất thấp, một nghiên cứu gần đây về các sao mờ nhất cho thấy khối lượng sao tối thiểu là bằng 8,3%, hay khoảng 87 lần khối lượng Sao Mộc. Các thiên thể nhỏ hơn gọi là các sao lùn nâu, hiện tại vẫn chưa có định nghĩa rõ ràng giữa chúng và các hành tinh khí khổng lồ.
Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của sao cho phép xác định được hấp dẫn tại bề mặt của ngôi sao. Các ngôi sao khổng lồ có hấp dẫn tại bề mặt thấp hơn nhiều so với các sao ở dải chính, và ngược lại đối với các sao thoái hoá, sao đặc như các sao lùn trắng. Hấp dẫn tại bề mặt có thể ảnh hưởng đến quang phổ biểu kiến của ngôi sao, với hấp dẫn bề mặt lớn hơn sẽ làm cho các vạch hấp thụ trở lên rộng ra.
Sự tự quay
nhỏ|trái|200px|Hình dạng bầu dục của sao Achernar (α Eridani) do sự tự quay quá nhanh của nó. Tốc độ quay của các sao có thể tìm được xấp xỉ thông qua đo đạc quang phổ, hoặc xác định chính xác hơn bằng cách theo dõi sự quay của các vết sao (starspot). Những ngôi sao trẻ có tốc độ quay rất nhanh, trên 100 km/s tại xích đạo. Như sao loại B Achernar có vận tốc quay tại xích đạo vào khoảng 225 km/s hoặc lớn hơn, khiến cho đường kính tại xích đạo của nó lơn hơn 50% khoảng cách giữa hai cực. Tốc độ quay này nhỏ hơn giới hạn 300 km/s, khi quay đến gần vận tốc giới hạn này ngôi sao sẽ bị phá vỡ ra. Ngược lại, Mặt Trời chỉ quay một vòng với chu kỳ 25 đến 35 ngày, với vận tốc tại xích đạo bằng 1,994 km/s. Từ trường của sao và gió sao cũng làm chậm tốc độ quay của các sao ở dải chính một lượng rõ rệt khi sao tiến hoá trên dải chính.
Các sao thoái hoá (degenerate star) bị co lại thành thiên thể đặc, khiến cho tốc độ quay của chúng tăng lên. Tuy nhiên tốc độ quay của chúng tương đối thấp so với mong đợi khi chúng ta áp dụng định luật bảo toàn momen góc; đó là tốc độ quay của thiên thể bù lại cho sự co về kích thước bằng cách tăng tốc độ tự quay của nó. Có thể một phần lớn momen góc của ngôi sao bị tiêu tan do gió sao làm mất một phần khối lượng của nó. Mặc dù vậy, tốc độ quay của một sao xung vẫn rất nhanh. Sao xung tại tâm của tinh vân Con Cua quay nhanh 30 vòng trong một giây. Và tốc độ quay của sao xung cũng chậm dần do sự phát ra các bức xạ.
Nhiệt độ
Nhiệt độ tại bề mặt của một sao ở dải chính được xác định bằng tốc độ sản sinh năng lượng tại lõi và bán kính của sao, và thông thường được ước lượng từ chỉ số màu của sao. Thông thường nhiệt độ bề mặt của ngôi sao được cho theo nhiệt độ hiệu quả, là nhiệt độ của một vật đen lý tưởng mà phát ra năng lượng tại cùng một độ trưng trên diện tích bề mặt của sao. Chú ý rằng nhiệt độ hiệu quả chỉ là một giá trị đại diện, và thực tế ngôi sao có gradient nhiệt độ giảm theo sự tăng khoảng cách từ lõi. Nhiệt độ tại vùng lõi của sao là khoảng vài triệu kelvin.
Từ nhiệt độ của sao sẽ xác định được tốc độ năng lượng hoá hoặc ion hoá của các nguyên tố khác nhau, thể hiện kết quả trong đặc trưng của các vạch hấp thụ trong quang phổ. Nhiệt độ bề mặt của sao, cùng với độ sáng biểu kiến tuyệt đối và các đặc trưng của vạch hấp thụ trong quang phổ, thường được sử dụng để phân loại sao (xem phân loại bên dưới).
Các sao khối lượng lớn ở dải chính có nhiệt độ bề mặt lên tới 50.000 K. Các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt độ 6000 K. Những sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ bề mặt tương đối thấp vào khoảng 3.600 K, nhưng chúng cũng có độ trưng tương đối lớn do diện tích mặt ngoài lớn.
Bức xạ
Năng lượng được sản xuất ra bởi sao, là sản phẩm của phản ứng tổng hợp hạt nhân, bức xạ vào trong không gian bằng cả bức xạ điện từ và bức xạ hạt. Ngôi sao phát ra bức xạ hạt cũng chính là gió Sao Thổi vào không gian (tồn tại như là một dòng các hạt tích điện ổn định, như proton, hạt anpha, và hạt beta, thoát ra từ các lớp ngoài cùng của sao) và dòng ổn định các hạt neutrino thoát ra từ lõi sao.
Sản phẩm năng lượng tại lõi cũng là nguyên nhân tại sao ngôi sao chiếu sáng: mỗi lần hai hoặc nhiều hơn hạt nhân nguyên tử của một nguyên tố tổng hợp với nhau để tạo thành một hạt nhân của nguyên tố mới nặng hơn, các photon tia gamma được giải phóng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Năng lượng này được biến đổi thành các dạng năng lượng điện từ khác, bao gồm ánh sáng khả kiến, theo thời gian chúng truyền đến các lớp bên ngoài của sao.
Màu sắc của một sao, được xác định bởi đỉnh tần số của ánh sáng khả kiến, phụ thuộc vào nhiệt độ các lớp ngoài cùng của ngôi sao, bao gồm quang quyển của nó. Bên cạnh ánh sáng khả kiến, ngôi sao cũng phát ra các dạng bức xạ điện từ không nhìn thấy được bằng mắt thường. Thực tế bức xạ điện từ phát ra từ ngôi sao trải rộng trên toàn phổ điện từ, từ bước sóng dài nhất là sóng radio, hồng ngoại cho đến bước sóng ngắn nhất như tia tử ngoại, tia X, và tia gamma. Mọi bước sóng bức xạ điện từ của ngôi sao, cả nhìn thấy và không nhìn thấy, đều có ý nghĩa quan trọng.
Cấp sao
Độ trắng (brightness) biểu kiến của một ngôi sao được đo bằng cấp sao biểu kiến của nó, đó là độ trắng của sao theo độ sáng của nó, với khoảng cách tính từ Trái Đất, và ánh sáng của ngôi sao bị thay đổi khi nó truyền qua khí quyển của Trái Đất. Cấp sao tuyệt đối hay nội tại có liên quan trực tiếp đến độ sáng của sao và đo bằng cấp sao biểu kiến với khoảng cách quy ước từ Trái Đất đến ngôi sao là 10 parsec (32,6 năm ánh sáng).
Cả hai thang đo cấp sao biểu kiến và cấp sao tuyệt đối đều theo đơn vị logarit: hiệu của một đơn vị cấp sao bằng với sự biến thiên độ trắng khoảng 2,5 lần (là căn bậc 5 của 100 hay xấp xỉ 2,512). Điều này có nghĩa là ngôi sao có cấp sao (+1,00) thì sáng hơn 2,5 lần ngôi sao có cấp sao (+2,00), và xấp xỉ 100 lần sáng hơn ngôi sao có cấp sao (+6,00). Những ngôi sao mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trong điều kiện tốt có cấp sao khoảng +6.
Trên cả hai thang đo cấp sao tuyệt đối và biểu kiến, số cấp sao nhỏ hơn, tương ứng với ngôi sao sáng hơn; số cấp sao lớn hơn, tương ứng với ngôi sao mờ hơn. Những sao sáng nhất, trên một hoặc hai thang đo, có cấp sao âm. Biến thiên về độ trắng (ΔL) giữa hai ngôi sao được tính toán bằng cách lấy số cấp sao của ngôi sao sáng hơn (mb) trừ đi số cấp sao của ngôi sao mờ hơn (mf), sau đó lấy hiệu là số mũ với cơ số 2,512; viết theo công thức là:
Liên quan đến cả độ sáng và khoảng cách đến Trái Đất, đối với một ngôi sao cấp sao tuyệt đối (M) và cấp sao biểu kiến (m) không tương đương với nhau; ví dụ, ngôi sao Sirius có cấp sao biểu kiến là –1,44, nhưng nó lại có cấp sao tuyệt đối là +1,41. Gọi r (parsec) là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái Đất, thì công thức liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối M và cấp sao biểu kiến m là: M = m + 5 – 5log(r)
Mặt Trời có cấp sao biểu kiến là −26,7, nhưng cấp sao tuyệt đối chỉ là +4,83. Sirius, ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm khi nhìn từ Trái Đất, có độ sáng xấp xỉ gấp 23 lần Mặt Trời, trong khi Canopus, ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời đêm có cấp sao tuyệt đối là −5,53, và độ sáng của nó xấp xỉ gấp 14.000 lần độ sáng của Mặt Trời. Mặc dù Canopus có độ sáng lớn hơn Sirius rất nhiều lần, nhưng Sirius lại hiện lên sáng hơn Canopus. Điều này là do khoảng cách từ Sirius đến Trái Đất chỉ là 8,6 năm ánh sáng, còn Canopus nằm cách xa hơn nhiều lần, với khoảng cách 310 năm ánh sáng.
Cho đến năm 2006, ngôi sao có cấp sao tuyệt đối cao nhất là LBV 1806-20, với cấp sao −14,2. Nó có độ trưng cao gấp 5.000.000 lần Mặt Trời. Các sao có độ trưng thấp nhất được biết đến là các sao nằm trong đám NGC 6397. Sao lùn đỏ trong đám có cấp sao là +26, và sao lùn trắng với cấp sao +28 cũng đã được phát hiện. Những ngôi sao này rất mờ đến nỗi ánh sáng của chúng chỉ như những ngọn nến sinh nhật đặt trên Mặt Trăng khi nhìn từ Trái Đất.
Phân loại
Hệ thống phân loại sao hiện tại có nguồn gốc từ đầu thế kỷ XX, khi các sao được phân loại từ A đến Q trên cơ sở cường độ của vạch hydro trong quang phổ. Thời điểm đó người ta vẫn chưa biết rõ nguyên nhân ảnh hưởng lớn đến cường độ của vạch quang phổ là do nhiệt độ; cường độ vạch hydro đạt đỉnh tại nhiệt độ trên 9.000 K, và nó trở lên yếu hơn tại cả nhiệt độ thấp hơn và cao hơn. Khi sự phân loại được sắp xếp lại theo thứ tự nhiệt độ, nó trở lên gần giống với biểu đồ của hiện đại.
Có các chữ cái đơn khác nhau cho sự phân loại sao tuân theo phổ của chúng, xếp từ loại O, đối với sao rất nóng, đến M, đối với sao rất lạnh mà các phân tử có thể hình thành trong khí quyển của chúng. Những phân loại sao chính theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ bề mặt là: O, B, A, F, G, K, và M hay thường còn được gọi là (Oh Be A Fine Girl Kiss Me). Có những kiểu phổ rất hiếm gặp cũng được phân loại đặc biệt. Những loại này thường là kiểu L và T, tương ứng với phân loại các sao rất lạnh khối lượng nhỏ và sao lùn nâu. Mỗi một kiểu chia làm 10 kiểu nhỏ, đánh số từ 0 đến 9, theo thứ tự giảm dần nhiệt độ. Tuy thế, hệ thống phân loại này bị phá vỡ tại những nhiệt độ rất cao: lớp sao O0 và O1 có thể không tồn tại. Ngoài ra, các sao có thể được phân loại theo hiệu ứng độ trưng được tìm thấy trong các vạch phổ của chúng, nó tương ứng với kích cỡ của sao và xác định bởi hấp dẫn tại bề mặt. Phân loại sắp xếp từ 0 (sao siêu khổng lồ) qua III (sao khổng lồ) đến V (sao lùn ở dải chính); một số tác giả thêm vào VII (sao lùn trắng). Hầu hết các sao thuộc vào dải chính, mà bao gồm các sao thông thường đốt cháy hydro. Chúng sắp xếp thành một dải chéo, hẹp khi ta vẽ lên biểu đồ theo cấp sao biểu kiến và kiểu phổ của chúng. Mặt Trời của chúng ta là một sao lùn vàng ở dải chính, được phân loại là G2V, có nhiệt độ bề mặt trung bình và kích cỡ thông thường.
Ngoài những ký hiệu phân loại như trên, người ta còn thêm các chữ ở dưới các ký hiệu đó để cho biết những dị thường trong phổ của các sao. Ví dụ, ký tự "e" có thể ám chỉ sự có mặt của các vạch phát xạ; "m" đại diện cho mức kim loại rất mạnh không thông thường, và "var" có nghĩa là sự biến thiên trong kiểu phổ.
Các sao lùn trắng còn có phân loại riêng dành cho chúng với bắt đầu bằng chữ cái D. Sau đó được chia ra thành các lớp DA, DB, DC, DO, DZ, và DQ, phụ thuộc vào những vạch điển hình được tìm thấy trong phổ của chúng. Điều này cho suy ra được một giá trị số ám chỉ bởi chỉ số nhiệt độ.
Sao biến quang
right|nhỏ|200px|Hình dạng bất đối xứng của [[Mira (sao)|Mira, một sao biến quang dao động. ảnh của Hubble, NASA - ES A]] Các sao biến quang là những sao có độ sáng thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi vì những tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài. Về bản chất đối với các sao biến quang, chúng có thể được chia ra làm ba nhóm chính.
Trong quá trình tiến hoá của ngôi sao, một số sao trải qua giai đoạn mà chúng trở thành các sao biến quang co giãn (pulsating variable star). Sao biến quang co giãn thay đổi bán kính và độ sáng theo thời gian, mở rộng hay co lại theo các chu kỳ từ vài phút đến vài năm, phụ thuộc vào kích thước của sao. Phân loại theo kiểu này gồm sao biến quang Cepheid và những sao kiểu Cepheid, và những sao biến quang chu kỳ lớn như sao Mira.
Các sao biến quang bùng phát (eruptive variable) là những sao bất thình lình tăng độ sáng của nó lên do những sự kiện như chớp lửa (flare) hay sự phóng một lượng lớn các hạt vào không gian. Những nhóm này bao gồm các tiền sao, sao Wolf-Rayet, sao bùng sáng (flare star), cũng như các sao khổng lồ và siêu khổng lồ. Những sao biến quang kiểu nổ tung (explosive) hay biến động lớn (cataclysmic) trải qua sự thay đổi lớn về tính chất của chúng. Nhóm này bao gồm các sao mới (nova) và các siêu tân tinh. Một hệ sao đôi có một sao lùn trắng có thể tạo ra những vụ nổ sao lớn kiểu này, gồm sao mới và siêu tân tinh kiểu Ia. Vụ nổ được tạo ra khi sao lùn trắng bồi tụ hydro từ sao đồng hành, tăng dần khối lượng của nó cho đến khi xảy ra phản ứng tổng hợp hydro. Một số sao mới cũng có những vụ nổ mang tính tuần hoàn, lặp lại với biên độ trung bình.
Nhiều sao cũng thay đổi độ sáng do những nguyên nhân bên ngoài, như sự che khuất trong hệ sao đôi, cũng như các sao quay nhanh với những vết đen (starspot) lớn trên nó. Một ví dụ nổi bật về sự che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol, nó biến đổi cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến 3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày.
Cấu trúc
nhỏ|360px|trái|Biểu đồ mặt cắt của một ngôi sao ở dải chính. Ảnh của NASA Đới bức xạ là vùng bên trong ngôi sao nơi sự truyền bức xạ diễn ra đủ hữu hiệu để duy trì thông lượng năng lượng. Trong vùng này, plasma sẽ không bị xáo trộn và không tồn tại một chuyển động lớn nào của vật chất. Tuy nhiên, nếu điều này không đúng, thì plasma sẽ trở lên không ổn định và sự đối lưu diễn ra, tạo ra đới đối lưu. Điều này có thể xảy ra, ví dụ, trong vùng xuất hiện những thông lượng năng lượng rất cao, như gần tại lõi hoặc trong những vùng có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ bên ngoài.
Việc xảy ra sự đối lưu trong lớp vỏ bên ngoài của một sao ở dải chính phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Các sao với khối lượng một vài lần khối lượng Mặt Trời có đới đối lưu sâu bên trong cấu trúc của sao và một đới bức xạ ở những lớp phía bên ngoài. Những ngôi sao nhỏ hơn như Mặt Trời lại ngược lại, chúng có đới đối lưu nằm ở những lớp bên ngoài. Những sao lùn đỏ với khối lượng nhỏ hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời thì sự đối lưu xảy ra trong toàn bộ ngôi sao và ngăn cản sự tích tụ thành một lõi heli. Đối với hầu hết các sao, những đới đối lưu sẽ luôn thay đổi theo thời gian khi ngôi sao trở lên già hơn và cấu trúc bên trong của sao bị thay đổi theo.
Phần của ngôi sao hiện lên trước mắt một người quan sát được gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt đối với photon của ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi được tự do lan truyền vào không gian. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.
Bên trên quang quyển là khí quyển của ngôi sao. Đối với các sao ở dải chính như Mặt Trời, đới thấp nhất bên trong khí quyển là vùng sắc quyển mỏng, nơi các tai lửa (spicule) xuất hiện và chớp lửa của sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao bọc xung quanh bởi một vùng chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng lên một cách nhanh chóng chỉ trong khoảng cách độ cao 100 km. Bên ngoài vùng này nữa gọi là quầng (corona) hay đối với Mặt Trời gọi là vành nhật hoa, một vùng với thể tích plasma siêu nóng và có thể mở rộng ra ngoài không gian hàng triệu km. Sự tồn tại của quầng dường như độc lập với đới đối lưu ở những lớp bên ngoài của sao. Và mặc dù nó có nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng. Vùng quầng của Mặt Trời thường chỉ có thể nhìn thấy được trong quá trình nhật thực.
Từ vùng quầng này, gió sao chứa các hạt plasam mở rộng ra bên ngoài từ ngôi sao, lan truyền cho đến tận khi nó tương tác với môi trường liên sao. Đối với Mặt Trời, sự ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng ra tận đến vùng có hình dạng bong bóng của nhật quyển (heliosphere).
Chu trình phản ứng tổng hợp hạt nhân
Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi các sao, phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng cộng của các hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng các hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, tuân theo nguyên lý sự tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².
Quá trình tổng hợp hydro là một quá trình nhạy với nhiệt độ, chỉ cần nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K đối với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O.
Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hydro tổng hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton - proton: với e+ là hạt positron, γ là hạt photon tia gamma, νe là hạt neutrino, và H và He tương ứng là các đồng vị của hydro và heli. Năng lượng được giải phóng trong phản ứng này lên tới hàng triệu electron vôn, là nhỏ nếu chỉ tính riêng từng phản ứng một. Tuy nhiên bên trong Mặt Trời vô số các phản ứng này diễn ra liên tục, tạo ra đủ năng lượng cần thiết để duy trì cho sự bức xạ của ngôi sao ra bên ngoài.
Trong những ngôi sao nặng hơn, heli được tạo ra trong một chu trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác— chu trình cacbon-nitơ-oxy.
Trong những sao đã tiến hoá với lõi có nhiệt độ 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli có thể biến đổi thành cacbon trong quá trình ba-alpha (triple-alpha process) với nguyên tố trung gian là beryli:
Đối với toàn bộ phản ứng:
Ví dụ bên dưới cho thấy khoảng thời gian cần thiết cho một ngôi sao có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời có thể tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần đường kính Mặt Trời và có độ trưng gấp 62.000 lần độ trưng của Mặt Trời.
Grevillea scortechinii
Grevillea scortechinii là một loài thực vật có hoa trong họ Quắn hoa. Loài này được (F.Muell. ex Scort.) F.Muell. miêu tả khoa học đầu tiên năm 1889.
Bulbophyllum acropogon
Bulbophyllum acropogon là một loài phong lan thuộc chi Bulbophyllum.
Grevillea scortechinii
Liên kết ngoài
Thể loại:Grevillea Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1889 Thể loại:Thực vật New South Wales
Bulbophyllum acropogon
Tham khảo
A
Ancistranthus harpochiloides
Ancistranthus harpochiloides là một loài thực vật có hoa trong họ Ô rô. Loài này được (M.Gómez) Lindau mô tả khoa học đầu tiên năm 1900.
Chú thích
Thể loại:Ancistranthus Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1900
Australomimetus robustus
Australomimetus robustus là một loài nhện trong họ Mimetidae.
Loài này thuộc chi Australomimetus. Australomimetus robustus được miêu tả năm 1986 bởi Heimer.
Tham khảo
Thể loại:Australomimetus
Sông Nà Rì
Sông Nà Rì hay Sông Na Rì là phụ lưu của sông Bắc Giang bắt nguồn từ vùng núi cao 850m của xã Yên Cư (huyện Chợ Mới) chảy theo hướng Tây Nam - Đông Bắc qua các xã Đổng Xá, Xuân Dương, Dương Sơn, Trần Phú, Văn Minh (huyện Na Rì, tỉnh Bắc Kạn) và gặp sông Bắc Giang tại Pác Cáp, xã Sơn Thành, huyện Na Rì, tỉnh Bắc Kạn, Việt Nam.
Sông Nà Rì dài 75 km, diện tích lưu vực 571 km², mã sông là "01 02 27 03".
Các văn liệu thường dùng tên sông Nà Rì, song một số sử dụng tên sông Na Rì, giống như tên huyện.
Dòng chảy
Sông Nà Rì có các phụ lưu hợp thành như suối Quang Phong, Nà Thác, Nà Tha, Khuổi Tẩy,... trong đó suối Nậm Giàng là lớn nhất 22.03411°N, 106.01303°W.
Nậm Giàng chảy hướng đông nam, đến bản Nậm Giàng xã Đồng Xá giáp xã Xuân Dương thì đổi hướng đông bắc. 22.00152°N, 106.04354°W
Thủy điện
Trên sông Nà Rì có Thủy điện Pác Cáp công suất lắp máy 6 MW, xây dựng tại xã Sơn Thành, khởi công tháng 4/2019, dự kiến hoàn thành tháng 12/2020.
Liên kết ngoài
Nà Rì Nà Rì
Ammagaripet, Srinivaspur
Ammagaripet là một làng thuộc tehsil Srinivaspur, huyện Kolar, bang Karnataka, Ấn Độ.
Tham khảo
Thể loại:Kolar (huyện)
Pyrestes quinquesignatus
Pyrestes quinquesignatus là một loài bọ cánh cứng trong họ Cerambycidae.
Tham khảo
Thể loại:Pyrestes
Gollania arisanensis
Gollania arisanensis là một loài Rêu trong họ Hypnaceae. Loài này được Sakurai mô tả khoa học đầu tiên năm 1932.
Liên kết ngoài
Thể loại:Gollania Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1932
Diplusodon capitatus
Diplusodon capitatus là một loài thực vật có hoa trong họ Lythraceae. Loài này được (A.St.-Hil.) Koehne mô tả khoa học đầu tiên năm 1877.
Liên kết ngoài
Thể loại:Diplusodon Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1877
2073 Janáček
2073 Janáček là một tiểu hành tinh vành đai chính với chu kỳ quỹ đạo là 1634.6590585 ngày (4.48 năm). Nó được phát hiện ngày 19 tháng 2 năm 1974.
Tham khảo
Thể loại:Tiểu hành tinh vành đai chính Thể loại:Thiên thể phát hiện năm 1974
Habenaria oreophila
Habenaria oreophila là một loài thực vật có hoa trong họ Lan. Loài này được Greenm. mô tả khoa học đầu tiên năm 1903.
Liên kết ngoài
Thể loại:Habenaria Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1903
Đèo San
Đèo San là đèo trên Đường tỉnh 326 ở vùng giáp ranh phường Vàng Danh thành phố Uông Bí với xã Bằng Cả huyện Hoành Bồ, tỉnh Quảng Ninh, Việt Nam.
Đoạn Đường tỉnh 326 ở vùng này nối từ quốc lộ 279 ở ngã ba Quảng La 21.09232°N, 106.87424°W xã Quảng La, đi hướng tây qua xã Bằng Cả, phường Vàng Danh 21.09575°N, 106.79558°W đến thị xã Đông Triều 21.08159°N, 106.51506°W.
Đỉnh đèo San ở gần giữa ngã ba Quảng La và Vàng Danh, cách cỡ 5 km. Đèo đặt tên theo thôn Đồng San. Đoạn đường đèo phía xã Bằng Cả đang được mở lại theo tuyến mới, vòng xuống phía nam suối Đồng San.
Liên kết ngoài
Thể loại:Giao thông Quảng Ninh
Scenopoeetes dentirostris
Scenopoeetes dentirostris là một loài chim trong họ Ptilonorhynchidae.
Tham khảo
Thể loại:Scenopoeetes Thể loại:Chim Úc
Pantydia moolla
Liên kết ngoài
Thể loại:Pantydia
My Way
"My Way" là bài hát được phổ thông nhờ Frank Sinatra. Lời nhạc được viết bởi Paul Anka lấy nhạc từ bài ca tiếng Pháp "Comme d'habitude" soạn vào năm 1967 bởi Claude François và Jacques Revaux. Lời tiếng Anh của Anka không liên hệ tới bản nhạc gốc bằng tiếng Pháp.
Nội dung
Lời của bản nhạc "My Way" kể chuyện một người đàn ông, khi về già, ngẫm nghĩ về cuộc sống của mình khi cái chết gần kề. Ông ta thỏa mãn với lối sống và cuộc sống của mình, đã không sống luồn cúi, dám nói thẳng thắng những ý nghĩ của mình.
Liên kết ngoài
Thể loại:Đĩa đơn năm 1969 Thể loại:Đĩa đơn năm 1970 Thể loại:Đĩa đơn năm 1977 Thể loại:Đĩa đơn năm 1980 Thể loại:Bài hát của Andy Williams Thể loại:Bài hát năm 1967 Thể loại:Tác phẩm được vinh danh tại Đại lộ Danh vọng Grammy Thể loại:Bài hát về cái chết Thể loại:Ballad thập niên 1960 Thể loại:Bài hát năm 1969
Meioneta equestris
Meioneta equestris là một loài nhện trong họ Linyphiidae.
Loài này thuộc chi Meioneta. Meioneta equestris được Ludwig Carl Christian Koch miêu tả năm 1881.
Tham khảo
Thể loại:Meioneta
Brachylaena elliptica
Brachylaena elliptica là một loài thực vật có hoa trong họ Cúc. Loài này được (Thunb.) Less. mô tả khoa học đầu tiên năm 1832.
Liên kết ngoài
Thể loại:Brachylaena Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1832
Lăng Atilii
thumb|240px|Lăng Atilii. Lăng Atilii (tiếng Tây Ban Nha: Mausoleo de los Atilios hay El altar de los moros, nghĩa là "Bàn thờ của Moor") là một lăng Roma có niên đại từ thế kỷ thứ 2, 3, nằm ở vùng đô thị Sádaba, Aragon, phía tây Tây Ban Nha.
Lăng có khắc dòng chữ:
Antônio Monteiro Dutra
Antônio Monteiro Dutra (sinh ngày 11 tháng 8 năm 1973) là một cầu thủ bóng đá người Brasil.
Sự nghiệp câu lạc bộ
Antônio Monteiro Dutra đã từng chơi cho Yokohama F. Marinos.
Tham khảo
Thể loại:Sinh năm 1973 Thể loại:Nhân vật còn sống Thể loại:Cầu thủ bóng đá Brasil Thể loại:Cầu thủ bóng đá J1 League Thể loại:Cầu thủ bóng đá Yokohama F. Marinos
Geçmiş, Terme
Tham khảo
Thể loại:Xã thuộc tỉnh Samsun
Pohlia cruegeri
Liên kết ngoài
Thể loại:Pohlia Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1935
Lê Thị Thu Ba
Tại cuộc bầu cử Quốc hội ngày 22 tháng 5 năm 2011 (Đơn vị bầu cử Số 3: thị xã Thuận An, tỉnh Bình Dương), bà đã không trúng cử đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa XIII (2011-2016).
Xuất thân
Bà sinh ngày 10 tháng 3 năm 1956, quê quán ở xã Thái Mỹ, huyện Củ Chi, Thành phố Hồ Chí Minh.
Liên kết ngoài
Thể loại:Người Sài Gòn Thể loại:Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa IX Thể loại:Nữ Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa IX Thể loại:Ủy viên Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Việt Nam Thể loại:Nữ thứ trưởng Việt Nam Thể loại:Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa X Thể loại:Nữ Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa X Thể loại:Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa XII Thể loại:Nữ Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa XII Thể loại:Đại biểu Quốc hội Việt Nam khóa XII Đồng Nai Thể loại:Chánh án Tòa án nhân dân tỉnh Đồng Nai Thể loại:Huân chương Bảo vệ Tổ quốc hạng Ba
Symplocos cordifolia
Symplocos cordifolia là một loài thực vật thuộc họ Symplocaceae. Đây là loài đặc hữu của Sri Lanka.
Tham khảo
Thể loại:Thực vật Sri Lanka C Thể loại:Thực vật dễ tổn thương
Rủi ro
Tham khảo
*
Olearia obcordata
Olearia obcordata là một loài thực vật có hoa trong họ Cúc. Loài này được (Hook.f.) Benth. mô tả khoa học đầu tiên năm 1867.
Bulbophyllum acuminatifolium
Bulbophyllum acuminatifolium là một loài phong lan thuộc chi Bulbophyllum.
Tham khảo
A
Varva (huyện)
Huyện Varva (Варвинський район, chuyển tự: Varvas’kyi raion) là một huyện của tỉnh Chernihiv thuộc Ukraina. Huyện Varva có diện tích 590 km², dân số theo điều tra dân số ngày 5 tháng 12 năm 2001 là 20005 người với mật độ 34 người/km2. Trung tâm huyện nằm ở Varva.
Tham khảo
Thể loại:Huyện của Ukraina Thể loại:Tỉnh Chernihiv
Australomimetus sennio
Loài này thuộc chi Australomimetus. Australomimetus sennio được miêu tả năm 1891 bởi Urquhart.
Tham khảo
Thể loại:Australomimetus
Pyrestes rectipes
Pyrestes rectipes là một loài bọ cánh cứng trong họ Cerambycidae.
Tham khảo
Thể loại:Pyrestes
Giải BAFTA lần thứ 23
Giải BAFTA lần thứ 23, được trao bởi Viện Hàn lâm Nghệ thuật Điện ảnh và Truyền hình Anh Quốc năm 1970 để tôn vinh những bộ phim xuất sắc nhất năm 1969.
Chiến thắng và đề cử
thumb|right|150px|[[Dustin Hoffman, Nam diễn viên xuất sắc nhất]] thumb|right|150px|[[Maggie Smith, Nữ diễn viên xuất sắc nhất]] thumb|right|150px|[[Laurence Olivier, Nam diễn viên phụ xuất sắc nhất]] thumb|right|150px|[[Jon Voight, Diễn viên mới xuất sắc nhất]]
Tham khảo
023 BAFTA Thể loại:Điện ảnh Vương quốc Liên hiệp Anh năm 1970
Strážovice
Strážovice là một làng thuộc huyện Hodonín, vùng Jihomoravský, Cộng hòa Séc.
Tham khảo
Thể loại:Huyện Hodonín Thể loại:Làng của Cộng hòa Séc
Ammagodanahalli, Hassan
Ammagodanahalli là một làng thuộc tehsil Hassan, huyện Hassan, bang Karnataka, Ấn Độ.
Tham khảo
Thể loại:Hassan (huyện)
Elliott Management Corporation
Elliott Management Corporation là một công ty quản lý đầu tư Hoa Kỳ. Nó là một trong những quỹ đầu tư lớn nhất trên thế giới. Công ty do Paul Singer thành lập vào năm 1977, đặt trụ ở ở New York.
2074 Shoemaker
Liên kết ngoài
Thể loại:Được phát hiện bởi Eleanor F. Helin Thể loại:Thiên thể phát hiện năm 1974
Elliott Management Corporation
Elliot có biệt danh là quỹ đầu tư Kền Kền (Vulture fund).
Elliot đang là chủ sở hữu của câu lạc bộ bóng đá AC Milan.
Vinashin
Tháng 12/2011, có thông tin Elliot kiện Vinashin ra tòa án Anh sau khi công ty này vỡ nợ.
AC Milan
Từ tháng 07/2018, Elliot trở thành chủ sở hữu của câu lạc bộ AC Milan sau khi nhận 99.93% cổ phiếu của câu lạc bộ này từ tay Li Yonghong. Trước đó, Li Yonghong đã vay của Elliot 415 triệu Euro để mua 99.93% AC Milan. Elliot bổ nhiệm Paolo Scaroni là chủ tịch thay Li Yonghong.
Gollania benguetensis
Liên kết ngoài
Thể loại:Gollania Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1926
Lomatogonium lijiangense
Lomatogonium lijiangense là một loài thực vật có hoa trong họ Long đởm. Loài này được T.N. Ho mô tả khoa học đầu tiên năm 1982.
Syzygium tenuirhachis
Syzygium tenuirhachis là một loài thực vật có hoa trong Họ Đào kim nương. Loài này được H.T.Chang & R.H.Miao miêu tả khoa học đầu tiên năm 1982.
Liên kết ngoài
T Thể loại:Thực vật được mô tả năm 1982
Natri dihydro citrat
Natri dihydro citrat (tiếng Anh: Monosodium citrate) là một muối axit của axit citric. Ngoài ra cũng có các muối natri hydro citrat và natri citrat. Nó có thể điều chế bằng phản ứng trung hòa một phần dung dịch loãng natri bicacbonat hay cacbonat với axit citric. Nó tan tốt trong nước và hầu như không tan trong etanol. Natri dihydrocitrat được dùng làm chất chống đông khi hiến máu.
Chú thích
Thể loại:Muối acid Thể loại:Phụ gia thực phẩm Thể loại:Hợp chất natri Thể loại:Hợp chất hữu cơ
Archboldia papuensis
Archboldia papuensis là một loài chim trong họ Ptilonorhynchidae.
Tham khảo
Thể loại:Archboldia
Phoenix Contact
Liên kết ngoài
Thể loại:Nordrhein-Westfalen Thể loại:Công ty Đức
Nong Ya Plong (huyện)
Nong Ya Plong (หนองหญ้าปล้อง) là huyện (amphoe) ở tây bắc của tỉnh Phetchaburi, miền trung Thái Lan.
Lịch sử
Nong Ya Plong được thành lập tiểu huyện (King Amphoe) ngày 16 tháng 7 năm 1972, khi 3 tambon Nong Ya Plong, Yang Nam Klat Nuea và Yang Nam Klat Tai đã được tách khỏi huyện Khao Yoi. Đơn vị này đã được nâng cấp thành huyện ngày 21 tháng 5 năm 1990.
Địa lý
Các huyện giáp ranh (từ phía bắc theo chiều kim đồng hồ) là Ban Kha và Pak Tho của tỉnh Ratchaburi, Khao Yoi, Ban Lat và Kaeng Krachan của tỉnh Phetchaburi. Phía tây là Tanintharyi Division của Myanmar.