open-index/open-wikipedia-markdown huggingface dataset:
Hội sinh thái

**Hội** (hay bang **hội sinh thái**) là bất kỳ nhóm loài nào khai thác cùng một tài nguyên hoặc khai thác các tài nguyên khác nhau theo những cách liên quan. Không cần thiết rằng các loài trong hội chiếm giữ các hốc sinh thái giống nhau, hoặc thậm chí tương tự. Một hốc sinh thái được định nghĩa là vai trò của một sinh vật trong cộng đồng của nó, tức là cá thể phân hủy, hay cá thể sản xuất chính, v.v... hội được xác định theo vị trí, thuộc tính hoặc hoạt động của các loài thành phần. Ví dụ, chế độ thu nhận chất dinh dưỡng, tính cơ động và khu vực sinh sống mà các loài chiếm giữ hoặc khai thác có thể được sử dụng để xác định hội. Số lượng hội chiếm một hệ sinh thái được gọi là *sự chênh lệch* của nó. Các thành viên của hội trong một hệ sinh thái nhất định có thể cạnh tranh các nguồn tài nguyên, như không gian hoặc ánh sáng, trong khi hợp tác chống lại áp lực gió, thu hút côn trùng thụ phấn hoặc phát hiện động vật săn mồi, như xảy ra giữa linh dương và ngựa vằn sống ở thảo nguyên.

Một hội thường không có ranh giới nghiêm ngặt, hoặc thậm chí được xác định rõ ràng, cũng không cần phải gắn kết về mặt phân loại. Một hội được xác định rộng rãi hầu như sẽ luôn có các hội nhỏ cấu thành; ví dụ, hội chăn thả sẽ có một số loài tập trung vào thức ăn thô xanh, dồi dào, trong khi những loài khác tập trung vào những cây phát triển thấp, mịn hơn. Mỗi hội trong số hai hội đó có thể được coi là hội trong bối cảnh thích hợp, và đến lượt chúng, có thể có các hội phụ trong bối cảnh chọn lọc chặt chẽ hơn. Một số tác giả thậm chí còn nói về các hội theo mô hình tài nguyên phân dạng. Khái niệm này phát sinh trong một số bối cảnh liên quan, chẳng hạn như lý thuyết trao đổi chất của sinh thái học, mô hình tỷ lệ chiếm hữu và phân tích không gian trong sinh thái học, tất cả đều là những khái niệm cơ bản trong việc xác định hội.

Một hội sinh thái không được nhầm lẫn với một nhóm taxocene, một nhóm các sinh vật liên quan đến phát sinh gen trong một cộng đồng không nhất thiết phải chia sẻ các hốc sinh thái giống nhau hoặc tương tự (ví dụ: "cộng đồng côn trùng"). Cũng không phải là một hội giống như một loài chiến lợi phẩm, những sinh vật cùng loài có những kẻ săn mồi và con mồi lẫn nhau.

## Hội ví dụ

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

## Tham khảo
Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

**Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô** () là ủy ban thường trực của Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Bộ Chính trị Đảng Cộng sản Liên Xô) trong thời gian từ 1952-1953.
## Lịch sử
Trong thời kỳ Stalin nằm quyền, do muốn kiểm soát được thông tin và nhận trực tiếp thông tin từ các vấn đề quan trọng, Stalin đã lập một số Ủy ban Thường vụ thuộc Bộ Chính trị. Tháng 4/1937, Bộ Chính trị thành lập **Ủy ban Thường vụ vấn đề bí mật và chính sách đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B)** () và **Ủy ban Thường vụ vấn đề Kinh tế Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B)** ().

Tháng 12/1945, Bộ Chính trị thành lập **Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B)** ()

Vào ngày 18/10/1952, tại cuộc họp Đoàn chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô, Ủy ban Thường vụ Đối ngoại thuộc Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (Bolshevik) đã được chia thành ba Ủy ban Thường vụ thuộc Ban Chấp hành Trung ương Đảng.

Sau khi Stalin qua đời, các ủy ban thường vụ lần lượt bị bãi bỏ. Ủy ban Thường vụ về các vấn đề đối ngoại và quốc phòng đã bị bãi bỏ vào ngày 5/3/1953, ủy ban về các vấn đề tư tưởng đã bị bãi bỏ vào ngày 21/03/1953.
## Ủy ban Thường vụ Quốc phòng Trung ương Đảng

## Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Trung ương Đảng

## Ủy ban Thường vụ Tư tưởng Trung ương Đảng

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
Sinh vật phù du trong không khí

**Aeroplankton** (hay **các sinh vật phù du trong không khí**) là những dạng sống nhỏ bé trôi nổi và trôi dạt trong không khí, mang theo bởi các luồng gió; chúng là loài tiến hóa hội tụ trong khí quyển với sinh vật phù du trong đại dương.

Hầu hết các sinh vật phù du trong không khí có kích thước rất nhỏ đến siêu nhỏ, và nhiều người có thể khó xác định vì kích thước nhỏ bé của chúng. Các nhà khoa học có thể thu thập chúng để nghiên cứu trong bẫy và quét lưới từ máy bay, diều hoặc bóng bay.

Các sinh vật phù du bao gồm nhiều vi khuẩn, bao gồm virut, khoảng 1000 loài vi khuẩn khác nhau, khoảng 40.000 giống nấm và hàng trăm loài nguyên sinh, tảo, rêu và rêu tản. Chúng sống trong một phần của chu kỳ sống của chúng dưới dạng sinh vật phù du trong không khí, thường là bào tử, phấn hoa và hạt rải rác gió.

Một số lượng lớn động vật nhỏ, chủ yếu là động vật chân đốt (như côn trùng và nhện), cũng được đưa lên bầu khí quyển bằng dòng không khí và có thể được tìm thấy trôi nổi vài nghìn feet. Rệp, ví dụ, thường được tìm thấy ở những độ cao khác nhau.

Nhiều loài nhện cố tình sử dụng gió để tự đẩy mình. Con nhện sẽ tìm thấy một điểm thuận lợi (chẳng hạn như một nhánh, hàng rào hoặc bề mặt) và, hướng bụng của nó lên trên, đẩy các sợi tơ mịn từ các cơ quan nhả tơ của nó. Tại một số điểm, lực tác động bằng cách di chuyển không khí trên các sợi tơ đủ lớn để phóng con nhện lên không trung. Điều này được gọi là bay nổi. Những con nhện bay như vậy (ví dụ Linyphiidae) có khả năng trôi dạt cách xa nơi chúng bắt đầu. Sự linh hoạt của các đường kéo tơ của chúng có thể hỗ trợ khí động học cho chuyến bay của chúng, khiến những con nhện trôi dạt một khoảng cách khó đoán và đôi khi là dài.

## Xem thêm

* Sinh học học không khí 
* Sinh vật ở độ cao lớn

## Tham khảo

## Liên kết ngoài

* Sống trên không
Kepler-14

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

## Lịch sử quan sát

Kepler-14 được xác định là sao chính có thể là một hành tinh trong bốn tháng đầu tiên của dữ liệu hoạt động của Kepler, bắt đầu khi NASA phóng vệ tinh vào tháng 4 năm 2009. Kepler-14 được chỉ định tạm thời với tên KOI-98. Bởi vì tín hiệu quá cảnh của Kepler-14 dường như ngụ ý rằng hành tinh có thể có quỹ đạo ngắn và ảnh hưởng rõ ràng đến độ sáng của Kepler-14, nhóm khoa học Kepler đã chuyển tiếp ứng viên đến Chương trình theo dõi Kepler (KFOP).

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

## Tham khảo
Kepler-41b

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

## Tham khảo
Kepler-41

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

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

## Tham khảo
Kepler-14b

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

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

## Tham khảo
Hệ sinh thái vĩ mô

**Hệ sinh thái vĩ mô** là lĩnh vực sinh thái học liên quan đến nghiên cứu mối quan hệ giữa các sinh vật và môi trường của chúng ở quy mô không gian lớn để mô tả và giải thích các mô hình thống kê về sự phong phú, phân bố và đa dạng. Thuật ngữ được đặt ra bởi James Brown của Đại học New Mexico và Brian Maurer của Đại học bang Michigan trong một bài báo năm 1989 trên tạp chí *[[Science]]*.

Hệ sinh thái vĩ mô tiếp cận ý tưởng nghiên cứu hệ sinh thái bằng cách sử dụng phương pháp "từ trên cao xuống thấp". Nó tìm kiếm sự hiểu biết thông qua việc nghiên cứu các thuộc tính của toàn bộ hệ thống; Kevin Gaston và Tim Blackburn đã tiến hành so sánh phân tích để có thể nhìn thấy tổng thể từ chi tiết.

Hệ sinh thái vĩ mô kiểm tra sự phát triển toàn cầu trong biến đổi khí hậu ảnh hưởng đến quần thể động vật hoang dã. Các câu hỏi sinh thái cổ điển có thể nghiên cứu thông qua các kỹ thuật vĩ mô bao gồm các câu hỏi về sự phong phú của loài, độ dốc vĩ độ trong đa dạng loài, đường cong khu vực loài, kích thước phạm vi, kích thước cơ thể và sự phong phú của loài. Ví dụ, mối quan hệ giữa sự phong phú và phạm vi phân bố (tại sao các loài duy trì kích thước quần thể địa phương lớn có xu hướng phân bố rộng rãi, trong khi các loài ít phong phú hơn có xu hướng phân bố hẹp hơn) đã nhận được nhiều sự chú ý.

## Ghi chú

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
Tạp chí khoa học về hệ sinh thái vĩ mô: 
* ''Sinh thái học và Sinh trắc học toàn cầu''  
* ''Sinh thái học''  
* ''Đa dạng và phân phối'' 
* ''Nghiên cứu sinh thái tiến hóa''
Chương trình theo dõi Kepler

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

## Tham khảo

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

**Kappa Coronae Borealis b** là một hành tinh ngoài hệ mặt trời cách chúng ta khoảng 102 năm ánh sáng trong chòm sao Bắc Miện (Corona Borealis). Hành tinh này được phát hiện bởi Johnson và cộng sự, người đã sử dụng phương pháp vận tốc hướng tâm để phát hiện sự chao đảo của ngôi sao gây ra bởi một hành tinh di chuyển xung quanh bởi lực kéo của nó. Nó được phát hiện lần đầu tiên vào tháng 9 năm 2007 và được thông báo vào tháng 11.

Hành tinh có khối lượng 1,8 sao Mộc hoặc 570 khối lượng Trái Đất. Mặc dù chỉ có khối lượng tối thiểu được biết đến vì độ nghiêng không được biết đến. Nó quay quanh quỹ đạo ở khoảng cách 2,7 đơn vị thiên văn hoặc 400 gigamét và mất 1.208 ngày hoặc 3.307 năm để quay quanh Kappa Coronae Borealis.

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

## Tham khảo
Hệ vi sinh thái

**Hệ vi sinh thái** có thể tồn tại ở những vị trí được xác định chính xác bởi các yếu tố môi trường quan trọng trong không gian nhỏ hoặc siêu nhỏ.

Các yếu tố trong hệ vi sinh thái có thể bao gồm nhiệt độ, pH, môi trường hóa học, cung cấp chất dinh dưỡng, sự hiện diện của cộng sinh hoặc chất rắn, khí quyển ( hoặc ), v.v.

## Vài ví dụ

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

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

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

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

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

## Tham khảo
Hạt (vật lý Mặt Trời)

**Hạt** trên quang quyển của Mặt Trời do dòng đối lưu (như cột nhiệt, ô Bénard) plasma trong vùng đối lưu của Mặt Trời gây ra. Sự xuất hiện như hạt của quang quyển Mặt Trời được tạo ra từ phần đỉnh của các ô đối lưu này và được gọi là *tạo hạt*.

Phần nổi lên của hạt nằm ở trung tâm nơi plasma nóng hơn. Các rìa mé ngoài của hạt tối hơn do plasma lạnh hơn chìm xuống (Các thuật ngữ *tối hơn* và *lạnh hơn* chỉ đơn giản là để so sánh với plasma sáng hơn, nóng hơn. Vì độ sáng tăng theo lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ nên ngay cả một sự mất nhiệt nhỏ cũng tạo ra độ tương phản độ sáng lớn; plasma "lạnh hơn", "tối hơn" này thực ra nóng hơn và sáng hơn rất nhiều so với phản ứng nhiệt nhôm). Ngoài biểu hiện bề ngoài rõ ràng, điều có thể được giải thích bằng chuyển động đối lưu, các đo đạc dịch chuyển Doppler của ánh sáng từ các hạt riêng lẻ cung cấp bằng chứng về bản chất đối lưu của hạt.

Một hạt điển hình có đường kính cỡ , vận tốc điển hình  và kéo dài từ 8 đến 20 phút trước khi tiêu tan. Tại bất kỳ thời điểm nào thì bề mặt của Mặt Trời cũng được khoảng 4 triệu hạt bao phủ. Bên dưới quang quyển là một lớp "siêu hạt" có đường kính lên tới  với tuổi thọ lên tới 24-48 giờ.

## Thư viện ảnh

Tập tin:Granules2-Cropped-Photospheric-Granulation-G.Scharmer-Swedish-Vacuum-Solar-Telescope-10-July-1997.jpg|Nhìn cận cảnh các hạt, với hình ảnh Bắc Mỹ được xếp chồng lên để so sánh.
Tập tin:Highest_resolution_photo_of_Sun_(NSF)_as_of_January_20,_2020.jpg|Hình ảnh độ phân giải cao bề mặt Mặt Trời, do Kính thiên văn Mặt Trời Daniel K. Inouye (DKIST) chụp.
Tập tin:172197main_NASA_Flare_Gband_lg-withouttext.jpg|Một vết đen Mặt Trời và bề mặt Mặt Trời xung quanh. Mô hình dày đặc của các ô (không liên quan đến vết đen Mặt Trời) là *sự* *tạo hạt*; các ô riêng lẻ gọi là *hạt*.
Tập tin:Granulation_Quiet_Sun_SST_25May2017.webm|Chuyển động tạo hạt trên bề mặt Mặt Trời do Kính thiên văn Mặt Trời Thụy Điển ghi lại.


## Tham khảo
Facula

: *Đối với [[Chi (sinh học)|chi]] của [[Họ Bướm xanh|con bướm tơ nhện cánh]], xem* Facula (bướm).

**Facula**  (số nhiều: **faculae** ), Latin nghĩa là "ngọn đuốc nhỏ", nghĩa đen là một khu vực "sáng tại chỗ". Thuật ngữ này có một số cách sử dụng kỹ thuật phổ biến. Nó được sử dụng trong danh pháp hành tinh để đặt tên các đặc điểm bề mặt nhất định của các hành tinh và mặt trăng, và cũng là một loại hiện tượng bề mặt trên Mặt trời. Ngoài ra, một vùng sáng trong trường chiếu của nguồn sáng đôi khi được gọi là facula và các nhiếp ảnh gia thường sử dụng thuật ngữ này để mô tả các đặc điểm sáng, điển hình trong các bức ảnh tương ứng với nguồn sáng hoặc phản xạ sáng trong ảnh bị lệch.

**Faculae mặt trời** là những điểm sáng hình thành trong các hẻm núi giữa các hạt mặt trời, các tế bào đối lưu tồn tại trong thời gian ngắn vài nghìn km xuyên qua đó liên tục hình thành và tiêu tan trong khoảng thời gian vài phút. Faculae được sản xuất bởi nồng độ của các đường sức từ. Nồng độ mạnh của faculae xuất hiện trong hoạt động của mặt trời, có hoặc không có vết đen. Faculae và các vết đen mặt trời đóng góp đáng chú ý vào các biến thể trong " hằng số mặt trời ". Các quyển sắc đối tác của một khu vực facular được gọi là một plage.

**Faculae Cererian** ban đầu được suy đoán để đề xuất sự vượt trội ở hiện tại hoặc trong quá khứ  trên Ceres, có lẽ là do núi lửa hoặc hoạt động của sao chổi. Cụm điểm sáng nhất (Cereale Facula) nằm ở trung tâm của một miệng núi lửa  gọi là Occator. Những đặc điểm sáng này có suất phản chiếu khoảng 40%, sáng hơn bốn lần so với bề mặt trung bình của Ceres. Các đốm dường như chủ yếu là natri cacbonat (), ngụ ý rằng hoạt động thủy nhiệt theo sau sự bốc hơi của nước có lẽ là điều tạo ra các đốm.

## Chu thích

## Tham khảo
*http://www.solarview.com/eng/sun.htm SUN
Cột nhiệt

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

## Cột nhiệt trên Trái Đất

Không khí ấm hơn gần bề mặt giãn nở, trở nên nhẹ hơn không khí xung quanh. Không khí nhẹ hơn dâng lên và nguội đi do sự giãn nở của nó ở áp suất thấp hơn ở các cao độ lớn hơn. Nó ngừng dâng lên khi nguội đến cùng nhiệt độ với không khí xung quanh.

Gắn với một cột nhiệt là một dòng khí đi xuống ở xung quanh cột nhiệt. Phần bên ngoài chuyển động đi xuống là do không khí lạnh hơn bị thay thế ở đỉnh cột nhiệt.

Kích thước và công suất của cột nhiệt chịu ảnh hưởng của các tính chất của khí quyển ở cao độ nhỏ hơn (*[[tầng đối lưu]]*). Thông thường, khi không khí lạnh thì các bong bóng khí ấm hình thành do mặt đất làm nóng không khí ngay phía trên nó và chúng nổi lên giống như một nhiệt khí cầu. Khi đó không khí được coi là không ổn định. Nếu có một lớp không khí ấm nằm cao hơn thì nghịch nhiệt có thể ngăn không cho các cột nhiệt dâng lên và không khí được cho là ổn định.

Biểu thị của cột nhiệt thường là sự hiện diện của mây tích có thể nhìn thấy ở đỉnh của cột nhiệt. Khi gió ổn định, các cột nhiệt và mây tích tương ứng của chúng có thể sắp xếp thành hàng theo hướng gió, đôi khi được các phi công tàu lượn gọi là "đường mây". Các đám mây tích được hình thành do không khí dâng lên trong một cột nhiệt khi nó đi lên và nguội đi, cho đến khi hơi nước trong không khí bắt đầu ngưng tụ thành những giọt có thể nhìn thấy. Nước ngưng tụ giải phóng năng lượng ẩn nhiệt cho phép không khí dâng lên cao hơn. Không khí rất không ổn định có thể đạt đến mức đối lưu tự do (LFC), vì thế nó dâng lên các độ cao lớn, ngưng tụ một lượng lớn nước và do đó hình thành mưa rào hoặc thậm chí là giông tố. Giông tố là nguy hiểm cho máy bay.

Cột nhiệt là một trong nhiều nguồn sức nâng được các loài chim bay lượn và tàu lượn sử dụng để lượn lên.

## Cột nhiệt ngoài Trái Đất
Cột nhiệt cũng được thấy ở những nơi khác trong hệ Mặt Trời. Ví dụ, trên Sao Hỏa, các cột nhiệt thường ở dạng lốc cát khi nhìn từ các xe tự hành và tàu vũ trụ quỹ đạo Sao Hỏa.

Cột nhiệt cũng được nhìn thấy trên Mặt Trời, thường hình thành các lăng trụ lục giác (các ngăn Bénard).

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

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
* Wayne M. Angevine, 2006. What do thermals look like? *Thermal Structure and Behavior*.
* Time-lapse video of clouds caused by thermals forming and decaying
Siêu tạo hạt

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

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

## Xem thêm
* Đồ thị Doppler

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
* Một đồ thị Doppler SOHO/MDI chỉ ra mô hình vận tốc siêu tạo hạt.
* NASA: The Sun Does The Wave 
* Thông tin tại Nature.com.
Lỗ vành nhật hoa

**Các lỗ** **vành nhật hoa** là các khu vực nơi vành nhật hoa của Mặt trời lạnh hơn, do đó tối hơn và có mật độ plasma thấp hơn trung bình vì có mức năng lượng và khí thấp hơn. Các lỗ vành nhật hoa là một phần của vành nhật hoa của Mặt trời và liên tục thay đổi và định hình lại vì vành nhật hoa không đồng nhất. Mặt trời chứa các từ trường cong ra khỏi các khu vực trong vành nhật hoa rất mỏng do mức năng lượng và khí thấp hơn,  khiến các lỗ vành xuất hiện khi chúng không rơi trở lại. Do đó, các hạt năng lượng mặt trời thoát ra với tốc độ đủ lớn để tạo ra mật độ thấp hơn và nhiệt độ thấp hơn trong khu vực đó. 

## Những khám phá đầu tiên
Vào những năm 1960, chúng đã xuất hiện trên các hình ảnh tia X được chụp bằng tên lửa và trong các quan sát ở bước sóng vô tuyến của kính viễn vọng vô tuyến Sydney Chris Cross, nhưng tại thời điểm đó vẫn chưa rõ chúng là gì. Bản chất thực sự của chúng được công nhận vào những năm 1970 khi các kính viễn vọng tia X trong nhiệm vụ Skylab được bay trên bầu khí quyển của Trái đất để tiết lộ cấu trúc của vành nhật hoa.

## Chu kỳ mặt trời
Kích thước lỗ vành nhật hoa và mật độ tương ứng với chu kỳ mặt trời. Khi Mặt trời hướng về phía hệ mặt trời tối đa, các lỗ vành nhật hoa sẽ di chuyển ngày càng gần các cực của Mặt trời.  Trong thời gian cực đại mặt trời, số lượng lỗ vành nhật hoa giảm dần cho đến khi từ trường trên Mặt trời đảo ngược. Sau đó, các lỗ vành nhật hoa mới xuất hiện gần các cực mới. Các lỗ vành nhật hoa sau đó tăng kích thước và số lượng, kéo dài ra xa hơn khỏi các cực khi Mặt trời di chuyển về phía mặt trời tối thiểu một lần nữa. Có các lỗ vành nhật hoa vĩnh viễn ở hai cực bắc và nam của Mặt trời.

## Lỗ vành nhật hoa và gió mặt trời
Các lỗ vành nhật hoa thường xả gió mặt trời với tốc độ trung bình gấp đôi. Gió mặt trời thoát được biết là đi dọc theo các đường sức từ mở đi qua khu vực lỗ vành nhật hoa. Vì các lỗ vành nhật hoa là các khu vực trong vành nhật hoa của Mặt trời có mật độ và nhiệt độ thấp hơn nhiều so với hầu hết các vành nhật hoa, nên các khu vực này rất mỏng. Độ mỏng này góp phần tạo ra gió mặt trời vì các hạt trong tầng quyển có thể dễ dàng xuyên qua hơn.

## Ảnh hưởng đến thời tiết không gian
Khi các lỗ vành nhật hoa đạt cực tiểu, mặt trời là nguồn chính của sự xáo trộn thời tiết không gian. Thông thường, các cơn bão địa từ (và proton) có nguồn gốc từ các lỗ vành nhật hoa có sự khởi đầu dần dần (qua nhiều giờ) và không nghiêm trọng như các cơn bão gây ra bởi sự phóng đại khối (CME), thường khởi phát đột ngột. Do các lỗ vành nhật hoa thực tế có thể kéo dài trong vài tháng, nên thường có thể dự đoán sự tái phát của loại rối loạn này xa hơn đáng kể so với các rối loạn liên quan đến CME.

## Hình ảnh

## Xem thêm
* Vật lý mặt trời 
* Danh sách các cơn bão mặt trời

## Tham khảo

## Đọc thêm
#      
# Jiang, Y., Chen, H., Shen, Y., Yang, L., & Li, K. (2007, tháng 1). Hα mờ kết hợp với sự phun trào của một sigmoid coronal trong Mặt trời yên tĩnh. *Vật lý mặt trời*, **240** (1), 77 điêu87.
Yukimura Makoto

là tác giả manga Nhật Bản. Yukimura ra mắt tác phẩm đầu tiên với thể loại khoa học viễn tưởng nặng là manga *[[Planetes]]*, được sêri hóa trong tạp chí *[[Weekly Morning]]* từ năm 1999 đến năm 2004 và được chuyển thể thành 26 tập anime do Sunrise thực hiện. Trước đó, anh làm trợ lý cho Morimura Shin.

Anh hiện đang sản xuất tác phẩm manga *[[Vinland Saga]]* được sêri hóa trong tạp chí *[[Weekly Shōnen Magazine]]*, sau đó là tạp chí *[[Afternoon (magazine)|Afternoon]]* bởi vì sự chậm trễ trong sản xuất. Tác phẩm của anh nhận được giải Japan Media Arts Festival Grand Prize năm 2009 trong thể loại manga. Năm 2010, anh là khách mời của lễ hội Angoulême International Comics Festival. Sêri cũng nhận được chuyển thể anime do Wit Studio thực hiện.

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

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
* 
* Entry in the Encyclopedia of Science Fiction
Số Wolf

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

## Lịch sử
Ý tưởng tính toán số lượng vết đen mặt trời được bắt nguồn bởi Rudolf Wolf vào năm 1848 tại Zurich, Thụy Sĩ và do đó, quyy trình mà ông khởi xướng có tên như thế (hoặc địa điểm). Sự kết hợp của các vết đen mặt trời và nhóm của chúng được sử dụng vì nó bù cho các biến thể trong việc quan sát các vết đen nhỏ.

Con số này đã được các nhà nghiên cứu thu thập và lập bảng trong vòng hơn 150 năm. Họ đã phát hiện ra rằng hoạt động của vết đen mặt trời là theo chu kỳ và đạt đến mức tối đa vào khoảng 9,5 đến 11 năm. Chu kỳ này lần đầu tiên được ghi nhận bởi Heinrich Schwabe vào năm 1843.

Do thời tiết và khan hiếm nhà nghiên cứu, "số lượng vết đen mặt trời thực sự là trung bình quan sát của nhiều người ở nhiều địa điểm với các thiết bị khác nhau, với hệ số tỷ lệ *k* được chỉ định cho mỗi người quan sát để bù cho khả năng khác nhau của họ để giải quyết các vết đen nhỏ và chủ quan của họ phân chia các nhóm vết đen.

Số vết đen mặt trời tương đối Rđược tính bằng công thức (được thu thập dưới dạng chỉ số hàng ngày của hoạt động vết đen mặt trời):

: R = k(10g + s) \, 

với

* s là số lượng điểm riêng lẻ,
* g là số nhóm các vết đen mặt trời và
* k là một yếu tố thay đổi theo vị trí và thiết bị (còn được gọi là yếu tố quan sát hoặc hệ số giảm cá nhân  K).

## Sửa đổi
Kể từ ngày 1 tháng 7 năm 2015, một danh sách sửa đổi và cập nhật các số vết đen mặt trời đã được cung cấp. Sự khác biệt lớn nhất là sự gia tăng tổng thể theo hệ số 1.6 cho toàn bộ các chuỗi này. Theo truyền thống, tỷ lệ 0,6 được áp dụng cho tất cả các số lượng vết đen sau năm 1893, để bù đắp cho thiết bị tốt hơn của Alfred Wolfer, sau khi tiếp quản từ Wolf. Tỷ lệ này đã được loại bỏ khỏi loạt sửa đổi, làm cho số lượng hiện đại gần với giá trị thô của chúng. Ngoài ra, số lượng đã giảm nhẹ sau năm 1947 để bù cho sự thiên vị được giới thiệu bởi một phương pháp đếm mới được áp dụng vào năm đó, trong đó các vết đen được cân theo kích thước của chúng.

Tuy nhiên, chuỗi số vết đen mặt trời (nhóm) thay thế tồn tại cho thấy hành vi khác nhau của hoạt động vết đen mặt trời trước thế kỷ 20. Do đó, sự biến đổi của mặt trời vào thời điểm trước thế kỷ 20 vẫn chưa chắc chắn.

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

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
* Hướng dẫn của Exploratorium về các vết đen 
* Trung tâm phân tích dữ liệu ảnh hưởng mặt trời (SIDC) cho chỉ số vết đen  
* Trang Chu kỳ Mặt trời Vật lý Mặt trời của NASA 
* Bảng Số lượng Điểm mặt trời (txt)  theo tháng kể từ năm 1749 CE
Vượt quá đối lưu

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

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

## Đối lưu sao
Một ví dụ khác về sự quá mức đối lưu là ở đáy của vùng đối lưu trong phần bên trong mặt trời. Sức nóng của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của Mặt trời được truyền ra bên ngoài bởi bức xạ ở vùng bức xạ bên trong sâu và bởi sự lưu thông đối lưu ở vùng đối lưu bên ngoài, nhưng vật liệu chìm mát từ bề mặt xâm nhập xa hơn vào vùng bức xạ so với lý thuyết. Điều này ảnh hưởng đến tốc độ truyền nhiệt và nhiệt độ của bên trong mặt trời có thể được đo gián tiếp bằng phương pháp địa chấn học mặt trời. Lớp giữa vùng đối lưu và bức xạ của Mặt trời được gọi là tachocline.

Vượt qua lõi đối lưu của các ngôi sao lớn hơn là rất quan trọng đối với mô hình tiến hóa vượt ra ngoài chuỗi chính. Quá mức làm cho khối lượng lõi ở cuối chuỗi chính lớn hơn so với dự kiến. Điều này dẫn đến sự khác biệt lớn trong hành vi trên sao gần mức khổng lồ và chi nhánh của các sao khổng lồ đỏ cho các ngôi sao khối lượng trung bình, và những thay đổi căn bản trong sự phát triển của hàng loạt sao siêu khổng lồ.

## Tham khảo
Quan hệ Úc – Việt Nam

**Quan hệ Úc – Việt Nam** là quan hệ ngoại giao giữa Việt Nam và Úc (Australia). Việt Nam và Úc đã xác lập quan hệ ngoại giao từ 26 tháng 2 năm 1973, hiện nay, hai nước đã thiết lập quan hệ Đối tác Toàn diện từ năm 2009 và là Đối tác chiến lược từ ngày 15 tháng 3 năm 2018, Đối tác chiến lược toàn diện từ năm 2024.

## Lịch sử
Những liên hệ đầu tiên của họ có niên đại vào thế kỷ 19 khi Đế quốc Anh đang chú ý đến các nước thuộc địa ở châu Á, thì thực dân Pháp sau đó đã từ chối tiếp xúc chính thức giữa Việt Nam và Úc. Cho đến khi kết thúc Thế chiến II, quan hệ giữa Úc và Việt Nam gần như không tồn tại.

### Chiến tranh Việt Nam
Nỗi sợ hãi sau đó của chủ nghĩa cộng sản đã lôi kéo Úc đến trước chiến tranh Việt Nam, trong đó Úc tham gia như một phần của sự can thiệp chống cộng vào Việt Nam để hỗ trợ Nam Việt Nam chống lại Bắc Việt Nam. Úc cam kết gửi 50.000 quân chống lại cộng sản, trong đó 520 người đã thiệt mạng. Chiến tranh đã ảnh hưởng sâu sắc đến xã hội Úc.

Sau khi Chiến tranh Việt Nam kết thúc, Úc đã tiếp đón nhiều người tị nạn Việt Nam chạy trốn khỏi sự sụp đổ kinh tế do chiến tranh. Người tị nạn Việt Nam là nhóm lớn người di cư không phải người châu Âu đầu tiên vào Úc sau khi loại bỏ chính sách của .

## Tiến trình

Chính phủ Công đảng của Thủ tướng Gough Whitlam chính thức thiết lập quan hệ ngoại giao với Việt Nam vào ngày 26 tháng 2 năm 1973. Đến tháng 9 năm 2009, Úc và Việt Nam xác định mối quan hệ là Đối tác Toàn diện, thể hiện "cam kết qua lại mạnh mẽ" đối với mối quan hệ, thỏa thuận xây dựng một khuôn khổ nhằm củng cố và tăng cường hợp tác trên một số lĩnh vực chủ chốt.

Năm 2006, tại APEC 14 ở Hà Nội, Thủ tướng Úc John Howard đã đáp máy bay đến Việt Nam, trong cả ba ngày có mặt tại Hà Nội, sáng nào Thủ tướng Úc John Howard cũng dậy sớm để đi bộ hai vòng quanh hồ Hoàn Kiếm, sau đó, ông đã vào Thành phố Hồ Chí Minh và tỉnh Bà Rịa-Vũng Tàu. Sáng sớm trước khi làm việc, trong lịch trình của ông có chạy bộ tập thể dục ở khu vực Dinh Thống Nhất và sáng sớm hôm sau, Thủ tướng Úc có cuộc chạy bộ ở thành phố Hồ Chí Minh trước khi lên đường về nước.

Tại APEC 2017 ở Đà Nẵng, Thủ tướng Úc Malcolm Turnbull đi bộ đến quán bánh mỳ mua hai cái và ngồi ăn ngay trên vỉa hè cùng đầu bếp người Úc gốc Việt Luke Nguyen. Thủ tướng Turnbull cho biết: "*Người Australia thưởng thức món ăn Việt Nam hàng ngày, và đây chính là một trong những đóng góp tích cực của gần 300.000 người Việt định cư ở Australia. Tuy nhiên, đây là lần đầu tiên tôi dùng bánh mì! Tôi thực sự yêu thích vị tươi mới trong các món ăn Việt Nam*". Sau khi dùng bữa sáng, thủ tướng Australia và đầu bếp Luke Nguyễn cùng chụp ảnh tự sướng với người dân địa phương.

## Đại sứ quán và lãnh sự quán

Tập tin:Đại sứ quán Australia, 8 Đào Tấn, Hà Nội 005.JPG|**Đại sứ quán Úc tại Hà Nội**
Tập tin:Embassy of Vietnam in Australia.JPG|**[[Đại sứ quán Việt Nam tại Úc|Đại sứ quán Việt Nam tại Canberra]]**
- Tại Việt Nam:

* Hà Nội (Đại sứ quán) 
* Thành phố Hồ Chí Minh (Lãnh sự quán)
*Đà Nẵng (Lãnh Sự Quán)

- Tại Úc:

* Canberra (Đại sứ quán)
* Perth (Lãnh sự quán)
* Sydney (Lãnh sự quán)

## Tham khảo
Cực tiểu Dalton

**Cực tiểu Dalton** là thời kỳ có số lượng vết đen Mặt Trời thấp, đại diện cho hoạt động của mặt trời ở mức thấp, được đặt theo tên của nhà khí tượng học người Anh John Dalton, kéo dài từ khoảng năm 1790 đến năm 1830 hoặc từ năm 1796 đến năm 1820, tương ứng với chu kỳ mặt trời 4 đến chu kỳ mặt trời 7.

Trong khi cực tiểu Dalton thường được so sánh với cực tiểu Maunder thì số lượng vết đen Mặt Trời của nó là cao hơn một chút và các vết đen Mặt Trời này phân bố ở cả hai bán cầu của Mặt Trời chứ không giống như cực tiểu Maunder. Các dải nhật hoa được xác nhận về mặt thị giác trong các hình vẽ nhật thực của Ezra Ames và José Joaquin de Ferrer năm 1806 và chỉ ra sự tương đồng của từ trường của nó không phải với từ trường của cực tiểu Maunder mà là với từ trường của các chu kỳ mặt trời hiện đại gần đây.

## Nhiệt độ

Giống như cực tiểu Maunder và cực tiểu Sporer, cực tiểu Dalton trùng với thời kỳ nhiệt độ toàn cầu thấp hơn mức trung bình. Trong thời gian đó, có sự thay đổi nhiệt độ khoảng 1&nbsp;°C ở Đức (xem hình bên phải).

Nguyên nhân của các mức nhiệt độ thấp hơn trung bình và mối liên hệ có thể có của chúng với số lượng vết đen mặt trời thấp vẫn chưa được hiểu rõ. Các bài báo gần đây gợi ý rằng sự gia tăng tác động của núi lửa chủ yếu chịu trách nhiệm cho xu hướng lạnh đi.

Trong khi Năm không có mùa hè (năm 1816) xảy ra trong thời kỳ của cực tiểu Dalton thì lý do chính cho nhiệt độ mát mẻ của năm đó là vụ phun trào núi Tambora bùng nổ vào năm 1815 ở Indonesia, một trong hai vụ phun trào lớn nhất trong 2000 năm qua. Người ta cũng phải xem xét rằng sự gia tăng hoạt động núi lửa có thể đã được kích hoạt bởi mức công suất mặt trời thấp hơn vì có mối liên hệ yếu nhưng có ý nghĩa thống kê giữa công suất mặt trời giảm và sự gia tăng hoạt động núi lửa.

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

## Tham khảo
Cực tiểu Spörer

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

## Thời gian hoạt động của Mặt Trời

Hoạt động mặt trời theo quy ước được biểu thị dưới dạng đếm số vết đen mặt trời, nhưng biện pháp này chỉ đáng tin cậy trong các giai đoạn sau khi các ghi chép về quan sát vết đen mặt trời được các nhà thiên văn học phương Tây thực hiện thường xuyên. Trong các giai đoạn trước khi ghi lại vết đen mặt trời, hoạt động mặt trời có thể được tìm thấy từ các phương thức đại diện, đáng chú ý nhất là sự sản xuất các đồng vị phóng xạ trong khí quyển Trái Đất do tương tác với các tia vũ trụ được hoạt động mặt trời điều biến. Phương pháp cacbon-14 được Spörer sử dụng để xác định tối thiểu này, sử dụng một thực tế là hoạt động mặt trời cao có tương quan thuận với sự sản xuất cacbon-14 thấp trong khí quyển.

Wilfried Schröder đã công bố một bảng các cực quang đã quan sát trong tối thiểu Spörer, cho thấy chu kỳ mặt trời này là hoạt động tích cực. Tương tự, Miyahara *và cộng sự* đã tìm thấy chu kỳ mặt trời 11 năm vẫn được phát hiện rõ nét trong hồ sơ cacbon-14 ngay cả trong cực tiểu này. Biên độ của chu kỳ 11 năm dường như chỉ được điều biến từ năm 1455 đến năm 1510.

Jiang và Xu xem xét các hồ sơ về vết đen mặt trời và cực quang từ Trung Quốc trong giai đoạn này và cho rằng cực tiểu từ năm 1450 đến năm 1560 là có vẻ hợp lý. Họ đề xuất thời gian cực tiểu vết đen mặt trời là từ năm 1400 đến năm 1510.

## Tương quan có thể với khí hậu
Giống như cực tiểu Maunder sau đó, cực tiểu Spörer trùng hợp với thời điểm khí hậu Trái Đất lạnh hơn trung bình. Mối tương quan này đã tạo ra các giả thuyết rằng hoạt động mặt trời thấp tạo ra nhiệt độ trung bình toàn cầu mát hơn, mặc dù hai nhà thiên văn học Jiang và Xu chỉ ra rằng trong khi khí hậu trung bình ở Trung Quốc giai đoạn 1430-1520 (bắt đầu sớm hơn một chút so với cực tiểu Spörer) thực sự lạnh hơn thì thời kỳ 1520-1620 sau đó (nửa sau của cực tiểu này) khí hậu lại ấm hơn mức trung bình.

Cơ chế cụ thể mà theo đó hoạt động của mặt trời dẫn đến biến đổi khí hậu vẫn chưa được thiết lập. Một lý thuyết là sự sửa đổi Dao động Bắc Đại Tây Dương là do thay đổi phát xạ đầu ra của mặt trời.

## Tham khảo
Tetramoni uranyl tricacbonat

**Tetramoni uranyl tricacbonat** ***(NH<sub>4</sub>)<sub>4</sub>UO<sub>2</sub>(CO<sub>3</sub>)<sub>3</sub>*** được biết đến trong ngành chế biến urani là **AUC** và còn được gọi là **uranyl amoni cacbonat**. Hợp chất này rất quan trọng như là một thành phần trong quá trình chuyển đổi urani(VI) fluoride (UF6) thành urani(IV) oxit (UO2). Tetramoni uranyl tricacbonat được kết hợp với hơi nước và hydro ở 500&nbsp;°C để thu được UO2. Trong một quá trình khác, dung dịch uranyl nitrat, được gọi là uranyl nitrat alcohol (UNL) được xử lý bằng amoni bicacbonat để tạo thành tetramoni uranyl tricacbonat dưới dạng kết tủa rắn. Hợp chất này được tách ra khỏi dung dịch, làm khô bằng metanol và sau đó nung bằng hydro trực tiếp vào UO2 để thu được bột cấp thiêu kết. Bột urani(IV) oxit–AUC cũ chảy tự do, tương đối thô và xốp với diện tích bề mặt cụ thể trong phạm vi 5 m²/g và thích hợp cho quá trình tạo hạt trực tiếp, tránh bước tạo hạt. Chuyển đổi sang UO2 thường được thực hiện như là giai đoạn đầu tiên của chế tạo nhiên liệu hạt nhân.

Quá trình AUC được thực hiện ở Hàn Quốc và Argentina. Trong lộ trình AUC, quá trình nung, khử và ổn định đồng thời được thực hiện trong lò phản ứng tầng sôi dọc. Ở hầu hết các quốc gia, bột UO2 cấp thiêu kết cho nhiên liệu hạt nhân thu được bằng quy trình amoni điuranat (ADU), đòi hỏi nhiều bước nữa.

Tetramoni uranyl tricacbonat cũng là một trong nhiều dạng được gọi là bánh vàng; trong trường hợp này, nó là sản phẩm thu được từ quá trình lọc đống.

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
*
*
*
Mây từ tính

**Mây từ tính** là một sự kiện thoáng qua được quan sát trong gió mặt trời. Nó được Burlaga cùng các cộng sự định nghĩa năm 1981 như là một khu vực có cường độ từ trường tăng cao, chuyển động quay nhịp nhàng của các vectơ từ trường và nhiệt độ proton thấp. Các đám mây từ là một biểu hiện có thể có của phún xạ vật chất vành nhật hoa (CME). Sự liên kết giữa CME và mây từ tính được Burlaga cùng các cộng sự thực hiện năm 1982 khi một đám mây từ tính được Helios-1 quan sát hai ngày sau khi nó được SMM quan sát. Tuy nhiên, do các quan sát gần Trái Đất thường được một tàu vũ trụ thực hiện nên nhiều CME không được xem là có liên quan đến các đám mây từ tính. Cấu trúc điển hình được một vệ tinh như ACE quan sát cho một CME nhanh là sóng xung kích chế độ nhanh, tiếp theo là vành đai plasma dày đặc và nóng (vùng đuôi sóng xung kích) và đám mây từ tính.

## Các đặc điểm khác
Các dấu hiệu khác của mây từ tính hiện đang được sử dụng cùng với mô tả trên đây là: các electron siêu nhiệt hai hướng, trạng thái điện tích bất thường hoặc sự phổ biến của sắt, heli, cacbon và/hoặc oxy.

Thời gian điển hình để đám mây từ tính di chuyển vượt qua vệ tinh tại điểm L1 là 1 ngày, tương ứng với bán kính 0,15 AU với tốc độ điển hình là  và cường độ từ trường là 20 nT.

## Các loại phún xạ khác được quan sát từ Trái Đất
Các đám mây từ tính chiếm khoảng một phần ba phún xạ được các vệ tinh trên Trái Đất quan sát. Các loại phún xạ khác là các sự kiện đa đám mây từ tính (một cấu trúc đơn có nhiều đám mây từ tính con có thể phân biệt được) và các phún xạ phức tạp, có thể là kết quả của sự tương tác của nhiều CME.

## Xem thêm
* Danh sách các cơn bão mặt trời
* Mây vành nhật hoa
* Từ trường liên hành tinh (IMF) và Từ trường Trái Đất (từ quyển) 
* Thời tiết vũ trụ và vật lý mặt trời

## Tham khảo

## Liên kết ngoài
Leucochloridium paradoxum

**Giun dẹp khoang xanh** (Danh pháp khoa học: *Leucochloridium paradoxum*) là một loài giun sán ký sinh trong họ Leucochloridiidae. Đây là loài giun ưa ký sinh trong ốc sên, sau đó điều khiển vật chủ bò ra chỗ thoáng để thu hút các loài chim săn mồi. Chúng có khả năng kiểm soát những tế bào thần kinh vận động của vật chủ, biến nạn nhân thành một thây ma. 
## Vòng đời
Giun sẽ xâm nhập vào hệ tiêu hóa của ốc sên ở giai đoạn ấu trùng và tiếp tục phát triển tới giai đoạn trưởng thành. Các cá thể trưởng thành sau đó tìm cách bò lên cuống mắt (xúc tu) của ốc sên và liên tục ngoe nguẩy, khiến vật chủ trông nổi bật và dễ bị phát hiện hơn, loài giun ký sinh này còn kiểm soát hệ thần kinh của ốc sên, khiến chúng tự động bò lên những cành cây cao hoặc vị trí thoáng đãng để thu hút các loài chim săn mồi. Khi chim ăn ốc sên, giun tiếp tục ký sinh trong bụng vật chủ mới và đẻ trứng trước khi chết. Trứng giun sau đó được đưa ra ngoài theo đường chất thải của chim và nở thành ấu trùng. Ấu trùng lại tìm cách xâm nhập vào hệ tiêu hóa của ốc sên để tiếp tục vòng đời.
## Tham khảo
*  T. A. Bakke (April) 1980. A revision of the family Leucochloridiidae Poche (Digenea) and studies on the morphology of Leucochloridium paradoxum Carus, 1835. Systematic Parasitology, Volume 1, Numbers 3-4. 189-202.
* Edwin J. Robinson, Jr. (December 1947). "Notes on the Life History of Leucochloridium fuscostriatum n. sp. provis. (Trematoda: Brachylaemidae)". The Journal of Parasitology. 33 (6): 467–475. doi:10.2307/3273326. JSTOR 3273326. PMID 18903602.
* W. Wesołowska, T. Wesołowski, Journal of Zoology (October) 2013. Do Leucochloridum sporocysts manipulate the behaviour of their snail hosts? August 2013. Journal of Zoology. Issue 292, 2014: 151-5.
* S.P. Casey, T.A. Bakke, P.D. Harris & J. Cable (November) 2004. Use of ITS rDNA for discrimination of European green- and brown-banded sporocysts within the genus Leucochloridium Carus, 1835 (Digenea: Leucochloriidae). Systematic Parasitology. Volume 56, Number 3: 163-168.