open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
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

*  
*
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

**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&nbsp;°C (284&nbsp;°F), tuy nhiên calci caseinat bị ảnh hưởng bởi nhiệt với nhiệt độ thấp tới 50&nbsp;°C (122&nbsp;°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
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.&nbsp;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 
*
Fel d 1

**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 .

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 (*[[Bộ Linh trưởng|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
Upsilon Pegasi

**Upsilon Pegasi** (La tinh hóa từ **υ Pegasi**, tên viết tắt là **Ups Peg, υ Peg**), tên chính thức là **Alkarab** , 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&nbsp;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 

Xích vĩ 

Cấp sao biểu kiến 4.40

Cấp sao tuyệt đối 0.83
 
Vận tốc xuyên tâm 8.59&nbsp;km/s

Loại quang phổ F8III

Giá trị thị sai 19,14 +/- 0,18
## Tham khảo
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

*  

## Đọc thêm
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

**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
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      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
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 *[[Phân loại quang phổ Morgan-Keenan|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
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
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
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&nbsp;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 &nbsp; 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
Sao B(e)

**Sao B[e]** 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 B[e] là nhất thời, các sao loại B[e] 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 B[e].

## 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
Sao dãy chính loại B

**Sao dãy chính loại B** (BV) là một sao dãy chính (đốt hydro) với quang phổ loại B và lớp sáng V. Những ngôi sao này có 2-16 lần so với khối lượng của Mặt trời và nhiệt độ bề mặt từ 10.000 đến 30.000 K.  Sao loại B cực kỳ sáng và màu xanh. Quang phổ của chúng có heli trung tính, nổi bật nhất ở phân lớp B2 và các dòng hydro vừa phải. Ví dụ bao gồm Regulus và Algol A. 

Lớp sao này được giới thiệu với chuỗi phổ sao của Harvard và được xuất bản trong danh lục trắc quang Harvard sửa đổi. Định nghĩa của các sao loại B là sự hiện diện của các dòng heli không bị ion hóa mà không có helium bị ion hóa đơn lẻ trong phần màu xanh tím của quang phổ. Tất cả các lớp phổ, bao gồm loại B, được chia nhỏ với một hậu tố số cho biết mức độ mà chúng tiếp cận phân loại tiếp theo. Do đó B2 là 1/5 đường từ loại B (hoặc B0) đến loại A. 

Tuy nhiên, sau đó, quang phổ tinh chế hơn cho thấy các dòng heli bị ion hóa cho các ngôi sao loại B0. Tương tự, các sao A0 cũng cho thấy các dòng heli không ion hóa yếu. Các danh mục tiếp theo của quang phổ sao đã phân loại các ngôi sao dựa trên cường độ của các vạch hấp thụ ở các tần số cụ thể hoặc bằng cách so sánh các điểm mạnh của các vạch khác nhau. Do đó, trong hệ thống Phân loại MK, lớp phổ B0 có vạch ở bước sóng 439&nbsp;nm mạnh hơn vạch ở bước sóng 420&nbsp;nm. Chuỗi dòng Balmer phát triển mạnh hơn thông qua lớp B, sau đó đạt cực đại ở loại A2. Các dòng silicon bị ion hóa được sử dụng để xác định phân lớp của các sao loại B, trong khi các dòng magnesi được sử dụng để phân biệt giữa các loại nhiệt độ.

## Tham khảo
Sao bari

**Sao bari** là các sao có phổ từ G đến K,, có phổ cho thấy sự dư thừa của các nguyên tố quá trình s bởi sự hiện diện của bari bị ion hóa đơn, Ba hóa trị II, ở bước sóng λ 455,4. Các ngôi sao bari cũng cho thấy các đặc tính phổ tăng cường của carbon, các dải của các phân tử CH, CN và C . Lớp sao này ban đầu đượcWilliam P. Bidelman và Philip Keenan  công nhận và định nghĩa. Lúc đầu sau khi phát hiện ra, chúng được cho là những sao khổng lồ đỏ, nhưng cùng một chữ ký hóa học cũng đã được quan sát thấy trong các ngôi sao dãy chính.

Các nghiên cứu quan sát về vận tốc hướng tâm của chúng cho thấy rằng tất cả các sao bari đều là sao đôi. Quan sát trong tia cực tím bằng cách sử dụng thám hiểm tia cực tím quốc tế đã phát hiện ra có sao lùn trắng trong một số hệ sao bari.

Các ngôi sao bari được cho là kết quả của sự chuyển giao khối lượng trong một hệ sao đôi. Sự chuyển giao hàng loạt xảy ra khi ngôi sao khổng lồ được quan sát hiện đang ở trên dãy chính. Người bạn đồng hành của nó, ngôi sao tài trợ, là một ngôi sao carbon trên nhánh khổng lồ không triệu chứng (AGB), và đã sản xuất các nguyên tố carbon và s-process trong nội thất của nó. Những sản phẩm tổng hợp hạt nhân này được trộn lẫn bằng cách đối lưu với bề mặt của nó. Một số vấn đề đó đã "làm ô nhiễm" các lớp bề mặt của ngôi sao theo trình tự chính khi ngôi sao của người hiến tặng bị mất khối lượng vào cuối quá trình tiến hóa AGB và sau đó nó đã tiến hóa thành sao lùn trắng. Các hệ thống này đang được quan sát tại một khoảng thời gian không xác định sau sự kiện chuyển giao hàng loạt, khi ngôi sao tài trợ từ lâu đã là một sao lùn trắng. Tùy thuộc vào tính chất ban đầu của hệ sao đôi, ngôi sao bị ô nhiễm có thể được tìm thấy ở các giai đoạn tiến hóa khác nhau.

## Tham khảo
Sao khổng lồ xanh

Trong thiên văn học, **sao khổng lồ xanh** là một ngôi sao nóng với lớp độ sáng III (sao khổng lồ) hoặc II (sao khổng lồ sáng). Trong sơ đồ Hertzsprung-Russell tiêu chuẩn, những ngôi sao này nằm phía trên và bên phải dãy chính.

Thuật ngữ này áp dụng cho nhiều ngôi sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, tất cả các ngôi sao tiến hóa đã di chuyển từ chuỗi chính nhưng có ít điểm chung khác, vì vậy, người khổng lồ xanh chỉ đơn giản đề cập đến các ngôi sao trong một khu vực cụ thể của sơ đồ nhân sự chứ không phải là một cụ thể loại sao. Chúng hiếm hơn nhiều so với sao khổng lồ đỏ, bởi vì chúng chỉ phát triển từ những ngôi sao lớn hơn và ít phổ biến hơn, và vì chúng có cuộc sống ngắn ngủi trong giai đoạn sao khổng lồ xanh.

Cái tên sao khổng lồ xanh đôi khi bị áp dụng sai cho các ngôi sao phát sáng có khối lượng lớn khác, chẳng hạn như các ngôi sao có trình tự chính, đơn giản vì các sao này lớn và nóng.

## Tính chất

Sao khổng lồ xanh không phải là một thuật ngữ được xác định nghiêm ngặt và nó được áp dụng cho nhiều loại sao khác nhau. Điểm chung của chúng là: tăng kích thước và độ sáng vừa phải so với các sao trong dãy chính có cùng khối lượng hoặc nhiệt độ, và đủ nóng để được gọi là màu xanh lam, nghĩa là lớp quang phổ O, B và đôi khi là A. nhiệt độ từ khoảng 10.000 K trở lên, trình tự chính tuổi zero (Zams) khối lượng lớn hơn khoảng gấp đôi so với Mặt trời (M ☉) và Cấp sao tuyệt đối khoảng 0 hoặc sáng hơn. Những ngôi sao này chỉ có bán kính gấp 5-10 lần so với bán kính của Mặt Trời (R ☉), so với những sao khổng lồ màu đỏ mà có bán kính lên đến 100 lần bán kính của Mặt Trời.

## Tham khảo
Tái tạo nội nha

**Tái tạo nội nha** là việc sử dụng các thủ tục dựa trên cơ sở sinh học được thiết kế để thay thế các cấu trúc răng bị hư hỏng như ngà răng, cấu trúc chân răng và các tế bào của tủy-ngà răng hoàn chỉnh. nha tái tạo là sự mở rộng của điều trị tủy. Điều trị tủy chân răng thông thường làm sạch và lấp đầy buồng tủy bằng vật liệu trơ về mặt sinh học sau khi phá hủy cấu trúc tủy hư hại do sâu răng, biến dạng bẩm sinh hoặc chấn thương. Thay vào đó, nội nha tái sinh tìm cách thay thế mô sống trong buồng tủy. 

Để thay thế mô sống, hoặc các tế bào hiện có của cơ thể được kích thích để tái tạo mô có nguồn gốc trong khu vực hoặc các hoạt chất sinh học được đưa vào buồng tủy. Chúng bao gồm liệu pháp tế bào gốc, các yếu tố tăng trưởng, hình thái, giá đỡ mô và hệ thống phân phối hoạt tính sinh học.

Liên quan chặt chẽ đến lĩnh vực tái tạo nội nha, là các thủ tục lâm sàng như apexization và apexogenesis. Khi tủy răng của một người trưởng thành đang phát triển chết, sự hình thành chân răng bị dừng lại để lại một đỉnh răng mở. Cố gắng hoàn thành kênh gốc trên một chiếc răng với một đỉnh mở là khó khăn về mặt kỹ thuật và tiên lượng lâu dài cho răng là kém.

Apexogenesis, (có thể được sử dụng khi tủy bị tổn thương nhưng không hoại tử) để lại một phần ba của tủy răng trong răng cho phép chân răng hình thành hoàn chỉnh. Apexization, kích thích các tế bào trong khu vực quanh răng của răng để tạo thành một chất giống như ngà răng trên đỉnh. Cả hai đều cải thiện tiên lượng lâu dài cho một chiếc răng hình thành trên ống chân răng một mình.

Tủy bị hoại tử và đỉnh mở có thể được hồi sinh với fibrin giàu tiểu cầu.

## Nghiên cứu
King College London xuất bản vào tháng 1 năm 2017 về tái tạo nội nha với bọt biển collagen chứa đầy glycogen synthase kinase (GSK-3).

## Xem thêm

* Tế bào gốc tủy răng 
* Bệnh đau răng 
* Tái tạo răng

## Tham khảo

## Liên kết ngoài

* Hiệp hội nội nha tái tạo Hoa Kỳ trang
Duesenberg Model A

**Duesenberg Model A** là chiếc ô tô đầu tiên trong quá trình sản xuất hàng loạt ô tô có phanh thủy lực và ô tô đầu tiên trong sản xuất hàng loạt tại Hoa Kỳ với động cơ tám động cơ thẳng. Chính thức được gọi là **Duesenberg Straight Eight**, xe Model A lần đầu tiên được trình chiếu vào cuối năm 1920 tại thành phố New York. Việc sản xuất bị trì hoãn bởi những thay đổi đáng kể đối với thiết kế của xe, bao gồm thay đổi van động cơ từ van trên cao sang trục cam trên cao; cũng trong thời gian này, công ty đã chuyển trụ sở và nhà máy từ New Jersey đến Indiana. Model A được sản xuất tại Indianapolis, Indiana, từ 1921 đến 1925 bởi Công ty Ô tô và Động cơ Duesenberg và từ 1925 đến 1926 tại cùng một nhà máy của Công ty Mô tô Duesenberg đã được cơ cấu lại. Những người kế nhiệm công ty bắt đầu gọi chiếc xe này là Model A khi xe Model J được đưa ra thị trường.

## Bối cảnh
Fred và August Duesenberg đã chế tạo máy bay và động cơ hàng hải trong Thế chiến I và sử dụng chuyên môn này để thiết kế và chế tạo động cơ xe đua và thiết kế một chiếc xe hơi. Công ty ô tô và động cơ Duesenberg được thành lập tại Delkn và thành lập để sản xuất và tiếp thị chiếc xe sản xuất trong khi Duesenberg Brothers, một tổ chức riêng biệt, chế tạo xe đua và động cơ.

## Tham khảo

## Sách tham khảo
*
*
*
*
*
*
* 
*
Sao khổng lồ sáng

**Sao khổng lồ sáng** là các sao khổng lồ có độ sáng độ **II** trong phân loại quang phổ Yerkes. Đây là những ngôi sao nằm giữa ranh giới giữa những sao khổng lồ và sao siêu khổng lồ bình thường, dựa trên quang phổ của chúng.

## Ví dụ về sao khổng lồ sáng
Những ngôi sao nổi tiếng được xếp vào nhóm những sao khổng lồ sáng bao gồm:

* Alpha Carinae (Canopus): một sao khổng lồ sáng trắng (loại A) 
* Epsilon Canis Majoris (Adhara): một sao khổng lồ sáng màu xanh trắng (loại B) 
* Omicron Scorpii: một sao khổng lồ sáng trắng (loại A) 
* Theta Scorpii (Sargas): một sao khổng lồ sáng trắng (loại F) 
* Beta Draconis: một sao khổng lồ sáng màu vàng (loại G) 
* Beta Capricorni (Dabih): một sao khổng lồ sáng màu cam (loại K) 
* Alpha Herculis (Rasalgethi): một sao khổng lồ sáng màu đỏ (loại M) 
* Gamma Canis Majoris (Muliphein) một sao khổng lồ sáng (loại B)

## Tham khảo
Vụ đánh bom doanh trại Beirut 1983

Vào ngày 23 tháng 10 năm 1983, hai quả bom xe tải đã tấn công các tòa nhà ở Beirut, Lebanon, nơi chứa các thành viên phục vụ của Mỹ và Pháp của Lực lượng đa quốc gia ở Lebanon (MNF), một hoạt động gìn giữ hòa bình quân sự trong Nội chiến Lebanon. Vụ tấn công đã giết chết 307 người: 241 quân nhân Hoa Kỳ và 58 quân nhân Pháp, sáu thường dân và hai kẻ tấn công.

## Diễn biến
Sáng 23 tháng 10 năm 1983, xe tải do tài xế người Iran Ismail Ascari điều khiển tiến vào sân bay quốc tế Beirut, đi thẳng tới doanh trại thủy quân lục chiến Mỹ. Chiếc xe dễ dàng tiến đến gần vị trí của quân đội Mỹ mà không bị kiểm tra bởi lính gác tin rằng đây là xe chở nước. Trên thực tế, chiếc xe tải đang chất đầy thuốc nổ của lực lượng Hồi giáo.

Sau khi đi vào bãi đỗ, lái xe bất ngờ tăng ga và đâm thẳng qua bức tường ngăn cách với doanh trại Mỹ. Chiếc xe tiếp tục lao qua cổng giữa hai vọng gác rồi đâm vào sảnh toà nhà trong căn cứ. Lính gác được trang bị súng nhưng không kịp lên đạn do thực hiện đúng quy tắc giao chiến của chỉ huy.

Ascari kích hoạt khối thuốc nổ mạnh tương đương 9,5 tấn TNT, gây tiếng nổ lớn bên trong căn cứ, nâng bổng và nổ tung cả tòa nhà 4 tầng, khiến 241 lính Mỹ thiệt mạng. Đây được coi là một trong những ngày đẫm máu nhất của quân đội Mỹ trong thập niên 1990.

Chỉ 10 phút sau, một xe bom cũng đâm vào doanh trại lính Pháp cách đó vài km. Tài xế bị bắn hạ và xe bị chặn lại, nhưng nó vẫn phát nổ và phá huỷ hoàn toàn toà nhà 9 tầng gần đó. Vụ tấn công khiến 58 lính dù Pháp thiệt mạng, trở thành thiệt hại nặng nhất đối với Pháp kể từ cuộc chiến Algeria năm 1962.

## Tham khảo
Sao CEMP

**Sao nghèo kim loại tăng cường carbon** (Carbon enhanced metal poor stars), thường được gọi là **sao CEMP**, là một loại sao đặc biệt về mặt hóa học. Các ngôi sao CEMP có [C/Fe]> +1, có nghĩa là so với Mặt Trời, các ngôi sao này đã được tăng cường carbon ít hơn mười lần so với sắt và [Fe/H] Eu/Fe]> +1 và [Ba/Eu]  +1 và [Ba/Eu]> +0,5  80% số sao CEMP thuộc loại này.

Các sao CEMP-r/s có [Ba/Eu] trong khoảng từ 0 đến +0,5, vì vậy chúng ở dưới mức cho các ngôi sao CEMP-s.

Các sao CEMP-no nào có [Ba/Fe] <0. Khoảng 20% số sao CEMP rơi vào loại này.

## Tham khảo
Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô 1970–1974

**[[Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô]] giai đoạn 1970-1974** hay còn được gọi **Hội đồng Bộ trưởng Xô Viết Tối cao Liên Xô khóa VII**. Hội đồng được Xô Viết Tối cao Liên Xô phê chuẩn ngày 15/7/1970.

Trong thời gian này Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô dưới vai trò quản lý của Chủ tịch Hội đồng Bộ trưởng Alexei Kosygin đã đạt được nhiều thành tựu quan trọng như thu nhập quốc dân tăng 28%, tổng sản lượng công nghiệp - tăng 43% và nông nghiệp - tăng 13%. Khoảng 1000 doanh nghiệp công nghiệp mới được xây dựng trong kế hoạch 5 năm lần thứ chín, vốn đầu tư vượt hơn 339,8 tỷ rúp.

Hội đồng Bộ trưởng khóa VIII kết thúc nhiệm kỳ ngày 26/7/1974 sau khi Xô Viết Tối cao khóa IX phê chuẩn Hội đồng Bộ trưởng mới.
## Từ khóa

*
*
*

*
*

## Chủ tịch Hội đồng Bộ trưởng

## Phó Chủ tịch thứ nhất

## Phó Chủ tịch

## Quản lý nội vụ

## Chính phủ

## Ủy ban Nhà nước trực thuộc

## Ủy ban trực thuộc

## Cơ quan ngang bộ

## Thành viên khác

## Tham khảo
Đường cong mặt phẳng thực

Trong toán học, một **đường cong mặt phẳng thực** thường là một đường cong đại số thực được xác định trong mặt phẳng chiếu thực.

## Hình bầu dục
Trường của các số thực không được đóng theo đại số, hình học của một đường cong *C* ngay cả trong mặt phẳng chiếu thực. Giả sử không có điểm kỳ dị, các điểm thực của *C* tạo thành một số *hình bầu dục*, nói cách khác là các đa tạp con là các vòng tròn tôpô. Mặt phẳng chiếu thực có một nhóm cơ bản là nhóm cyclic có hai phần tử. Một hình bầu dục như vậy có thể đại diện cho một trong hai yếu tố nhóm; nói cách khác, chúng ta có thể hoặc không thể kết giao trong mặt phẳng. Lấy ra dòng ở vô cực *L*, bất kỳ hình bầu dục nào nằm trong phần hữu hạn của mặt phẳng affine sẽ có thể bị co lại, và do đó đại diện cho yếu tố nhận dạng của nhóm cơ bản; các loại khác của hình bầu dục do đó phải cắt *L*.

Vẫn còn câu hỏi làm thế nào các hình bầu dục khác nhau được lồng vào nhau. Đây là chủ đề của vấn đề thứ mười sáu của Hilbert. Xem định lý đường cong của Harnack cho một kết quả cổ điển.

## Xem thêm

* Hình học đại số thực 
* Phỏng đoán Ragsdale
## Tham khảo
*
Masu Junyangdikul

**Masu Junyangdikul** (; sinh ngày 9 tháng 6 năm 1994), nghệ danh **Masu** (), là nam diễn viên, người mẫu và DJ Thái Lan. Anh được biết đến qua các vai diễn trong *Núi rừng yêu thương* (2017), *[[Sóng gió cuộc đời]]* (2017), *Khoảnh khắc nhiệm màu* (2018), *Vì sao dưới trời* (2019)...

## Sự nghiệp
Masu bắt đầu sự nghiệp của mình từ năm 2011 với cương vị là một trong 9 DJ của kênh Pynk 98 FM. Sau đó anh tham gia sitcom *Kleun Sai Wai Bping* của đài CH5 với vai diễn DJ Marwin.

Năm 2015, anh kí hợp đồng với đài CH3. Bộ phim đầu tiên Masu xuất hiện là phần 3 (Bò tót), 4 (Tê giác), 5 (Thiên nga) của series *Thời đại anh hùng* với vai diễn Zhou Kae-sung khi còn trẻ, sau đó Masu tiếp tục nhận vai phụ trong *Em muốn làm cô dâu* của Matt Peeranee Kongthai và Great Warintorn Panhakarn. Vai chính đầu tiên của Masu là anh chàng mang trong mình năng lực thần kì trong *Bu Ram Pram Pra* với Mew Piatha Laknara.

Năm 2017, anh lại tiếp tục nhận vai chính là anh chàng quân nhân quả cảm trong *Núi rừng yêu thương* với Mind Tarika Insuwan. Sau đó, Masu nhận được nhiều sự quan tâm hơn sau khi tham gia bộ phim *[[Sóng gió cuộc đời]]* với vai Jate và đóng cặp cùng Nychaa Nuttanicha Dungwattanawanich.

Năm 2018, bộ phim *Khoảnh khắc nhiệm màu* đóng với Preem Ranida Techasit và Bomb Tanin Manoonsilp là bộ phim đầu tiên Masu đóng vai chính được chiếu trên khung giờ vàng của CH3.

Năm 2019, Masu đóng vai phản diện trong *Bí mật ẩn giấu* với Great Warintorn Panhakarn và Diana Flipo. Ngoài ra, Masu còn tham gia vào dự án *My Love From Another Star* (Vì sao đưa anh tới bản Thái) cùng với Matt Peeranee Kongthai và Nadech Kugimiya.

## Các phim đã tham gia
### Phim truyền hình

### Sitcom

## Liên kết ngoài
* 

## Tham khảo
DNA beta-glucosyltransferase

Trong enzyme học, **DNA beta-glucosyltransferase** () là enzyme xúc tác cho phản ứng hóa học trong đó dư lượng beta-D-glucosyl từ UDP-glucose chuyển thành dư lượng hydroxymethyl cytosine trong DNA. Enzyme này tương tự như enzyme DNA alpha-glucosyltransferase.

Enzyme thuộc họ glycosyltransferase, cụ thể là họ hexosyltransferase. Tên hệ thống của lớp enzyme này là **UDP-glucose: DNA beta-D-glucosyltransferase**. Các tên khác được sử dụng phổ biến là **T4-HMC-beta-glucosyl transferase**, **T4-beta-glucosyl transferase**, **[[T4 phage beta-glucosyltransferase]]**, **UDP glucose-DNA beta-glucosyltransferase**, và **uridine diphosphoglucose-deoxyribonucleate beta-glucosyltransferase..**

## Nghiên cứu cấu trúc
Tính đến cuối năm 2007, có tới 20 cấu trúc đã được tìm thấy cho lớp enzym này. Trong PDB, mã gia nhập của chúng là 1BGT, 1BGU, 1C3J, 1IXY, 1J39, 1JEJ, 1JG6, 1JG7, 1JIU, 1JIV, 1JIX, 1M5R, 1NVK, 1NZD, 1NZF, 1QKJ, 1SXP, 1SXQ, 2BGT và 2BGU.

## Thể thực khuẩn T4 beta-glucosyltransferase
 Trong sinh học phân tử, **Thể thực khuẩn T4 beta-glucosyltransferase** đề cập đến một miền protein được tìm thấy trong một loại virus kí sinh trong *[[Escherichia coli]]* có tên là thể thực khuẩn T4. Các thành viên trong họ này đều là enzyme do thể thực khuẩn T4 mã hóa, có chức năng chỉnh sửa DNA bằng cách chuyển glucose từ uridine diphosphoglucose đến base 5-hydroxymethyl cytosine trên DNA của thể thực khuẩn T4.

## Chức năng
Beta-glucosyltransferase là một enzyme, hay cụ thể hơn là glycosyltransferase ngược (GT). Nói cách khác, nó chuyển glucose từ uridine diphospho-glucose (UDPglucose) sang một chất nhận, khiến DNA biến đổi thông qua liên kết beta-Glycosidic. Vai trò của enzyme là bảo vệ DNA virus khỏi các tác nhân là enzyme giới hạn của vi khuẩn. Glucosyl hóa ngăn chặn AND virus bị cắt nhỏ. Hơn nữa, glucosyl hóa có thể hỗ trợ biểu hiện gen của vi khuẩn bằng cách ảnh hưởng đến phiên mã.

## Cấu trúc
Cấu trúc enzyme gồm chuỗi xoắn alpha và chuỗi gấp nếp beta.

## Tham khảo

*
Đảng Cộng sản Pakistan (1947)

**Đảng Cộng sản Pakistan** (viết tắt: **PCP** từ **Pakistan Communist Party**) là một bộ phận tách ra từ Đảng Cộng sản Ấn Độ và tồn tại ngắn ngủi chỉ 3 tuần lễ trong mùa hè năm 1947. Đảng được thành lập bởi Teja Singh Swatantar và Fazal Elahi Qurban. Đảng này có một bộ chính trị lâm thời bao gồm Swatantar, Qurban và Dutt.

## Nền tảng và sự thành lập

Sự phân chia của PCP thể hiện thái độ không hài lòng với sự thay đổi của ranh giới chính trị mới giữa Pakistan và Ấn Độ và các bất đồng trong nội bộ Đảng Cộng sản Ấn Độ. Năm 1942, Đảng Cộng sản Ấn Độ (CPI) đã đáp ứng yêu sách của thành viên cộng sản Pakistan, chấp nhận lập trường ủng hộ quan niệm về quyền tự quyết của hai nhà nước. Đến năm 1947, biên giới được phục hồi và nhu cầu của người Hồi giáo đối với Pakistan hiện được coi là một phong trào phản động trong quan điểm của Đảng Cộng sản Ấn Độ. Swatantar và Qurban đấu tranh chính trị nhằm để lãnh đạo Đảng Cộng sản Ấn Độ để chấp thuận cho quyền tự quyết của các quốc tịch. Những người sáng lập của Đảng Cộng Pakistan cũng phản đối tuyên bố ranh giới mới của Đảng Cộng sản Ấn Độ trên vùng Kashmir đang tranh chấp.

Sự thành lập của PCP không chỉ liên quan đến những bất đồng về vấn đề tự quyết quốc gia của Pakistan và Hồi giáo đối với phần còn lại của Ấn Độ. Nó cũng đại diện cho một cuộc nổi dậy của các nhà cách mạng Kirti - Ghadar cũ chống lại hệ thống phân cấp của Đảng Cộng sản Ấn Độ. Vào ngày 22 tháng 6, hai nhà lãnh đạo Đảng Cộng sản Ấn Độ trung ương (Ajoy Ghosh và BT Ranadive) đã đến Punjab, được cho là để ủng hộ Swatantar làm Bí thư Tỉnh ủy. Vài tuần sau, vào ngày 16 tháng 7 năm 1947, sự thành lập của PCP đã được tuyên bố trong các lá thư gửi tới 40 đảng cộng sản trên khắp thế giới. Việc phân chia PCP đã ảnh hưởng nghiêm trọng đến CPI tại Punjab vào thời điểm đó.

Ban lãnh đạo CPI đã chống đối mạnh mẽ với sự hình thành của PCP. Vào ngày 18 tháng 7 năm 1947, một lá thư đã được gửi đến tất cả các Ủy ban của Đảng tại Bang Punjab, hướng dẫn họ từ chối PCP. Bản thân Ghosh đã đến thăm các khu vực phía tây của bang Punjab, cố gắng can ngăn các chi nhánh đảng địa phương đứng về phía PCP. Tuy nhiên, người ta đã hiểu rằng hơn một nửa trong số 2.293 thành viên CPI ở Punjab đã ủng hộ PCP. PCP chủ yếu có trụ sở ở miền tây Punjab. PCP đã kêu gọi các chi nhánh CPI ở Tỉnh biên giới Tây Bắc, tại Sindh và Baluchistan tham gia đảng mới. Ở Sindh, nhóm xung quanh Qadir Baksh Nizamani đã hỗ trợ PCP.

## Chấm dứt

Tuy nhiên, vào thời điểm PCP được thành lập, Punjab đã bị nhấn chìm trong tình trạng bạo lực lan rộng vào thời gian trước khi Phân chia Ấn Độ. Khi bạo loạn hoành hành, hầu hết các cán bộ cộng sản Sikh và Ấn Độ giáo ở các quận phía tây của bang Punjab đã rời Ấn Độ. Cuộc di cư này đã khiến phong trào cộng sản trên bờ vực sụp đổ ở những vùng đất sẽ sớm hình thành Tây Pakistan. PCP do các lãnh đạo chủ yếu là người Sikh cuối cùng đã nhanh chóng giải thể.

## Tham khảo