stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Enceladus (vệ tinh)
Quỹ đạo > Tương tác với vành đai E của Sao Thổ

Vành đai E là vành đai nằm ngoài cùng và là vành đai rộng nhất trong các vành đai của Sao Thổ. Nó kéo dài từ quỹ đạo của Mimas đến gần quỹ đạo của Rhea. Một số quan sát còn cho rằng vành đai E thậm chí còn trải rộng đến quỹ đạo của Titan, tức là rộng 1.000.000km. Mặc dù rất rộng nhưng vật chất trong vành đai rất loãng, gồm có bụi và băng hiển vi. Vì quá loãng và trải rộng nên vành đai rất không ổn định. Nếu không có nguồn cung cấp thay thế, vành đai E sẽ nhanh chóng biến mất trong khoảng từ 10.000 đến 1.000.000 năm. Enceladus nằm trong dải hẹp nhất và dày đặc vật chất nhất của vành đai nên trước đây người ta đã giả thiết rằng vật chất thoát ra từ Enceladus đã hình thành nên vành đai. Giả thuyết này đã được củng cố từ những tư liệu của tàu Cassini.
| --- | --- |
 Quỹ đạo của Enceladus nhìn từ phía bên, cho thấy vị trí của nó trong vành đai E:  Enceladus quay trong vành đai E
Enceladus có 2 cơ chế để cung cấp vật chất cho vành đai. Cơ chế thứ nhất, và có thể là quan trọng nhất, là sự phát tán các hạt vật chất từ các cột bụi tạo ra do các lỗ phun trào nhiệt độ thấp (cryovolcanic) ở vùng cực nam của vệ tinh. Trong khi phần lớn vật chất sau khi phun trào trở lại bề mặt của vệ tinh thì một số ít có vận tốc lớn hơn vận tốc vũ trụ cấp 2 trên Enceladus (khoảng 866 km/h) thoát ra khỏi trọng trường vệ tinh và bay vào quỹ đạo quanh Sao Thổ. Cơ chế thứ 2 là sự bắn phá của thiên thạch trên Enceladus có thể đã hất tung các hạt bụi trên bề mặt vệ tinh lên quỹ đạo. Cơ chế này không chỉ áp dụng cho Enceladus mà còn đúng cho mọi vệ tinh trong vành đai E nói chung.
Đặc điểm > Kích cỡ và hình dáng

Enceladus là một trong những vệ tinh nhỏ nhất có đủ khối lượng để có dạng hình cầu. Đường kính trung bình của vệ tinh là khoảng 505km, bằng 1/7 mặt trăng. Vệ tinh này nhỏ tới mức nó có kích thước tương đương với Vương quốc Anh. Khi đem so sánh có thể thấy Enceladus dễ dàng chui vừa trong những bang như Arizona hay Colorado của Mỹ. Diện tích bề mặt của vệ tinh là khoảng 800.000km², gấp gần 2 lần rưỡi diện tích Việt Nam.
Enceladus là vệ tinh có kích thước và khối lượng đứng thứ 6 trong các vệ tinh của Sao Thổ, sao Titan (5.150km), Rhea (1.530km), Iapetus (1.440km), Dione (1.120km) và Tethys (1.050km). Mimas là vệ tinh có hình cầu duy nhất nhỏ hơn Enceladus trong số các vệ tinh của Sao Thổ (ngoài ra còn có vệ tinh Miranda của Sao Thiên Vương nhỏ hơn Enceladus cũng có hình cầu).
Enceladus có hình dạng elipsoid hơi dẹt, các chiều của nó theo tính toán từ các bức ảnh được chụp từ bộ phận chụp ảnh ISS của Cassini là 513(a)×503(b)×497(c) km, trong đó (a) tương ứng là khoảng cách giữa 2 giao điểm của trục tâm Sao Thổ - tâm Enceladus với bề mặt Enceladus; (b) là khoảng cách giữa 2 cực trên bề mặt hướng theo chiều quay và bề mặt hướng theo chiều ngược lại; (c) là khoảng cách giữa 2 cực bắc và nam. Như vậy vệ tinh quay xung quanh trục ngắn, còn trục dài định hướng theo trục hướng tâm.
Đặc điểm > Bề mặt

Tàu Voyager 2 là tàu vũ trụ đầu tiên đến gần bề mặt của Enceladus và chụp ảnh vệ tinh này ở mức độ tương đối chi tiết. Từ những bức ảnh này người ta đã nhận thấy ít nhất 5 kiểu địa hình trên bề mặt của Enceladus, gồm có những vùng nhiều hố thiên thạch, những bình nguyên bằng phẳng mới được hình thành bao bởi địa hình rặng núi. Thêm vào đó là các vết nứt xếp tuyến tính và các sườn băng. Các vùng bình nguyên bằng phẳng không có hố thiên thạch được hình thành gần đây, trong khoảng vài trăm triệu năm. Khi đó người ta đã nhận thấy rằng chắc chắn Enceladus cho đến gần đây phải có các hoạt động địa chất như sự phun trào của băng hay nước hoặc các quá trình khác làm thay đổi bề mặt. Lớp băng mới không lẫn bụi trên các vùng bề mặt của Enceladus khiến cho nó phản xạ ánh sáng rất mạnh (có thể là mạnh nhất trong hệ Mặt trời) với suất phản xạ hình học là 1,38 và suất phản xạ Bond là 0,99 (phản xạ 99% năng lượng điện từ). Do phản xạ hầu hết ánh sáng mặt trời nên nhiệt độ bề mặt vệ tinh rất thấp (khoảng −198 °C), có thể là thấp nhất trong các vệ tinh của Sao Thổ.
Những hình ảnh quan sát Enceladus từ tàu Cassini trong những ngày 17/2, 9/3 và 14/7 năm 2005 đã cung cấp những chi tiết rõ ràng hơn nhiều về bề mặt vệ tinh. Vùng bình nguyên bằng phẳng được quan sát bởi tàu Voyager 2 khi quan sát kĩ hơn gồm những miền phẳng không có hố thiên thạch xen kẽ với nhiều rặng núi nhỏ và các dốc băng. Cassini cũng cho thấy có nhiều vết đứt gãy ở vùng nhiều hố thiên thạch. Điều đó cho thấy khi bị thiên thạch bắn phá, Enceladus đã bị biến dạng rất nhiều. Nhiều vùng bình nguyên trẻ cũng đã được phát hiện ở những khu vực trước đây Voyager chụp ảnh không được rõ nét, như vùng cực nam.
Đặc điểm > Bề mặt > Hố thiên thạch

Các hố thiên thạch rất thường xuất hiện trên bề mặt các thiên thể của hệ Mặt trời. Bề mặt của Enceladus cũng được bao phủ bởi các hố thiên thạch với mật độ và độ thoái hóa khác nhau tùy theo khu vực. Từ những quan sát của Voyager 2, có thể nhận thấy 3 kiểu địa hình hố thiên thạch khác nhau dựa trên mật độ hố. Kiểu ct1 và ct2 là các vùng gồm các hố thiên thạch rộng từ 10 – 20 km, khác nhau ở mức độ thoái hóa. Kiểu cp là các bình nguyên ít hố thiên thạch hơn. Sự khác biệt về mật độ thiên thạch (cũng như tuổi của các vùng bề mặt) cho thấy Enceladus đã trải qua nhiều thời kì thay đổi bề mặt trong lịch sử hình thành.
Những quan sát của Cassini đã cung cấp cái nhìn chi tiết hơn về các kiểu địa hình ct2 và cp. Những bức ảnh như hình bên cho thấy đa phần các hố thiên thạch của Enceladus đã bị biến dạng do các đứt gãy và do sự giảm độ kết dính trong kết cấu miệng hố. Sự giảm độ kết dính là hiện tượng sau một thời gian dài, các cấu trúc băng bị biến dạng bởi lực hấp dẫn. Điều này khiến cho các miệng hố thiên thạch và các cấu trúc khác trên Enceladus đã bị thoái hóa và dần dần trở nên biến mất. Tốc độ thoái hóa của các hố thiên thạch phụ thuộc vào nhiệt độ của băng: băng có nhiệt độ càng cao càng mềm và dễ biến dạng hơn. Các hố thiên thạch bị thoái hóa sẽ dần dần tự làm đầy miệng hố. Khi đó chỉ còn phần vành hố hình tròn còn sót lại (hình phải cho thấy một vành hố như thế ở phía dưới đường phân sáng tối). Dunyazad, một miệng hố thiên thạch lớn là một ví dụ tiêu biểu về kiểu hố thiên thạch bị thoái hóa do sự giảm độ kết dính băng của Enceladus. Có thể thấy ở băng đã sụt xuống làm đáy hố gồ lên. Ngoài ra nhiều hố thiên thạch trên Enceladus còn bị biến dạng do các đứt gãy địa tầng. Hố thiên thạch rộng 10 km nằm ở phía dưới hố Dunyazad bị một vết đứt gãy rộng từ khoảng vài trăm mét đến 1 km cắt ngang qua miệng hố và làm nó biến dạng. Gần như tất cả các hố thiên thạch Cassini đã chụp ảnh được trong vùng ct2 đều bị biến dạng. Hai kiểu biến dạng trên cho thấy hầu hết mọi hố thiên thạch của Enceladus đều đang trong giai đoạn thoái hóa ở các mức độ khác nhau.
Đặc điểm > Bề mặt > Các bình nguyên

Tàu Voyager 2 đã quan sát thấy 2 kiểu bình nguyên chính trên Enceladus. Đây là các vùng thấp, bằng phẳng, có rất ít hố thiên thạch, và do đó, được hình thành gần đây. Ở vùng Sarandib Planitia không có một hố thiên thạch nào đủ lớn để hiện ra dưới độ phân giải của các thiết bị quang học trên tàu Voyager. Một vùng khác nằm ở phía tây nam vùng Sarandib có nhiều địa hình lòng máng và dốc băng. Tàu Cassini đã quan sát các vùng bình nguyên như Sarandib Planitia và Diyar Planitia với các thiết bị tốt hơn và có độ phân giải cao hơn. Các vùng bình nguyên nói trên hiện ra với rất nhiều các rặng núi thấp và các kẽ nứt nhỏ. Chúng có thể là kết quả của sự dịch chuyển các mảng địa tầng ở vỏ ngoài của vệ tinh. Cassini cũng cho thấy vùng Sarandib Planitia cũng có một số các hố thiên thạch nhỏ. Từ số lượng hố thiên thạch, người ta ước đoán tuổi của vùng bề mặt này dựa trên ước đoán thời điểm bề mặt Enceladus bị thiên thạch bắn phá. Có 2 giá trị được đưa ra khác rất xa nhau là 170 triệu năm và 3,7 tỉ năm.
Những bức ảnh chụp bởi Cassini với độ bao phủ rộng hơn, độ phân giải cao hơn đã cho phép người ta xác định được thêm một số vùng bình nguyên nữa, đặc biệt là ở bán cầu dẫn của Enceladus (bán cầu luôn hướng về phía trước theo chiều chuyển động của vệ tinh trong quỹ đạo xung quanh Sao Thổ). Thay vì được bao phủ bởi những rặng núi thấp, vùng này gồm nhiều lòng máng và rặng núi xen kẽ nhau tương tự như địa hình của vùng cực nam. Các bình nguyên mới phát hiện này nằm đối diện với các bình nguyên Sarandib Planitiae và Diyar Planitiae. Đây có thể là kết quả của lực hấp dẫn Sao Thổ đã làm biến dạng Enceladus một cách đối xứng.
Đặc điểm > Cấu tạo bên trong.

Trước khi có dự án Cassini, người ta không biết gì nhiều về phần bên trong của Enceladus. Nhờ có những dữ liệu được tàu Cassini thu thập mới đây, các nhà khoa học đã có đủ thông tin để xây dựng mô hình cấu tạo bên trong của vệ tinh. Chúng bao gồm các dữ liệu về khối lượng cũng như hình dạng chính xác, hình ảnh chi tiết về bề mặt và những hiểu biết mới về địa hóa học của Enceladus.
Những tính toán của tàu Voyager về khối lượng Enceladus cho thấy vệ tinh này chứa hầu hết là băng của nước. Mặc dù vậy, dựa trên tác động của lực hấp dẫn giữa Enceladus và tàu Cassini, khối lượng của vệ tinh đã được tính toán lại chính xác hơn. Giá trị này cao hơn giá trị đo được bởi Voyager rất nhiều, khối lượng riêng của vệ tinh lên tới 1.61 g/cm³. Khối lượng này lớn hơn các vệ tinh băng cỡ trung bình khác của Sao Mộc, cho thấy Enceladus chứa một lượng tương đối silic và sắt (chiếm khoảng 57%). Với lõi cấu tạo bởi các chất trên, Enceladus có thể đã nhận được một nhiệt lượng tương đối từ hoạt động phân rã phóng xạ.
Nhóm của Castillo năm 2005 đã phát hiện thấy Iapetus, một vệ tinh băng khác của Sao Thổ, được hình thành nhanh chóng sau sự hình thành của đám tinh vân Sao Thổ (đám tinh vân hình thành nên Sao Thổ và các vệ tinh của nó). Lúc đó Iapetus giàu các chất phóng xạ có tốc độ phân rã cao (SLRS). Chúng gồm những chất như nhôm-26 và sắt-60 có chu kỳ bán rã ngắn và tạo ra năng lượng cho lõi của Iapetus một cách nhanh chóng và Enceladus cũng vậy. Đối với các vệ tinh lớn hơn, các chất phóng xạ có tốc độ phân rã thấp (LLRS) đã làm ấm phần lõi trong một thời gian dài từ 500 đến 800 triệu năm, làm cho phần quyển đá dày thêm khoảng vài trăm km. Do giàu SLRS, Enceladus lại có kích thước nhỏ với tỉ lệ đá lớn, cộng thêm sự có mặt của 26Al và 60Fe, Enceladus bị phân lớp thành 2 phần rõ ràng là phần lõi đá và phần vỏ băng. Sau đó nhiệt năng phóng xạ và nhiệt năng do biến dạng đã tăng nhiệt độ phần lõi của Enceladus lên trên 1000 K, làm cho phần vỏ băng phía trong bị tan chảy. Mặc dù vậy, để cho Enceladus vẫn còn có hoạt động địa chất như hiện tại, một phần của lõi cũng phải bị tan chảy, hình thành nên một hồ magma ở trong lõi bị cong gập lại dưới lực hút của Sao Thổ. Cho đến tận ngày nay, năng lượng sinh ra do biến dạng dưới tác động của lực hấp dẫn, chẳng hạn như do cộng hưởng quỹ đạo với Dione, có thể vẫn tiếp tục duy trì nhiệt độ cho hồ magma và từ đó gây ra các hoạt động địa chất.
Bên cạnh việc nghiên cứu khối lượng và mô hình địa hóa học của vệ tinh, các nhà khoa học còn nghiên cứu hình dáng của Enceladus để xem vệ tinh này có bị phân lớp hay không. Porco và các đồng sự năm 2006 sử dụng phương phức đo quầng để xác định hình dáng Enceladus, cho rằng vệ tinh này ở trong cân bằng thủy tĩnh, tương ứng với một cấu trúc không phân lớp. Điều này trái ngược với các kết quả địa hóa học và địa chất. Mặc dù vậy, với hình dáng như hiện nay, Enceladus vẫn có thể không cân bằng thủy tĩnh và có cấu trúc phân lớp. Ở một vài thời điểm trong quá khứ, nó có thể đã quay nhanh hơn hiện tại.
Đặc điểm > Khả năng tồn tại biển

Cuối năm 2008, các nhà khoa học đã phát hiện thấy hơi nước bốc lên từ bề mặt Enceladus. Điều đó chứng tỏ rằng trên vệ tinh này có nước, và từ đó có thể có sự sống. Candice Hansen, một nhà khoa học của Phòng thí nghiệm tên lửa đẩy NASA tại California đã dẫn đầu một nhóm các nhà khoa học nghiên cứu về đám bụi khí trên Enceladus. Trước đó, họ đã tính toán được tốc độ phun của đám bụi khí là xấp xỉ 2.189 km/giờ. Tốc độ này là lớn một cách bất thường và có thể có liên quan đến nước. Họ đã quyết định nghiên cứu kĩ về thành phần cấu tạo của đám bụi khí.
Những chứng cứ từ tàu Cassini chỉ ra rằng ở dưới lớp băng bề mặt của Enceladus có thể là một đại dương bao phủ khắp vệ tinh. Các tinh thể băng được tàu Cassini phân tích đã cho thấy đó là băng của nước muối. Theo người ta ước đoán, nước muối như vậy chỉ có thể xuất hiện trong một thể tích nước rất lớn. Vì thế Enceladus trở thành một địa điểm tốt để xuất hiện sự sống ngoài Trái Đất. Ngoài ra còn có giả thuyết cho rằng nguồn nước trên xuất phát từ một hang lớn chứa nước dưới bề mặt Enceladus.
Sự sống trên Enceladus

Cho dù người ta đã xây dựng nhiều mô hình khác nhau cho cấu trúc địa hóa học của Enceladus, có một sự thật khó có thể chối cãi rằng ở đâu đó dưới lớp bề mặt của Enceladus là nước tồn tại ở thể lỏng. Như vậy, trên Enceladus đã hội đủ những điều kiện tiên quyết cho sự sống, hay chí ít là các tiền sinh chất. Đó là nước ở dạng lỏng, các chất hữu cơ và nhiệt lượng. Môi trường cho sự sống trên Enceladus có thể tương tự với môi trường xuất hiện tại các địa tầng núi lửa trên Trái Đất. Tại đó người ta đã phát hiện thấy các vi sinh vật hấp thụ hydro hoặc CO2, thải ra khí mêtan hoặc hydro hoặc các muối sulfat. Sự sống tồn tại ở trạng thái như vậy không cần đến năng lượng mặt trời mà chỉ cần nhiệt lượng từ bản thân thiên thể mà thôi.
Thần Athena cầm giáo đâm Enceladus
Quỹ đạo của Enceladus (có màu đỏ) nhìn từ cực Bắc của Sao Thổ
Enceladus (ở góc trái trên) nhỏ bé bay ngang qua Titan, nhìn từ Cassini ngày 5/2/2006. Khi ấy Enceladus cách Cassini 4,1 triệu km còn Titan cách khoảng 5,3 triệu km
So sánh kích thước của Trái Đất, Mặt Trăng, và Enceladus
Kích thước của Enceladus so với Vương quốc Anh
Một bức ảnh bề mặt của Enceladus
Các miệng hố thiên thạch trên Enceladus đã bị thoái hóa do những biến động địa chất trên bề mặt vệ tinh. Ảnh chụp từ tàu Cassini, 17/2/2005. Trên ảnh, Hamah Sulci (đường rãnh Hamah) chạy từ trái sang phải ở phần dưới của bức ảnh. Các hố thiên thạch thuộc các kiểu ct2 và cp nằm phía trên Hamah Sulci
Các hố thiên thạch bị thoái hóa, ở góc trái trên là hố Dunyazad, phía dưới là một miệng hố bị biến dạng bởi đứt gãy
Ảnh ghép độ phân giải cao bề mặt Enceladus, thể hiện các kiểu kiến tạo và sự thoái hóa các miệng hố thiên thạch. Chụp bởi tàu Cassini ngày 9/3/2005
Samarkand Sulci. Chụp bởi tàu Cassini ngày 17/2/2005. Vùng phía bắc của Sarandib Planitia ở phía bên phải
Diyar Planitia
Hình ảnh của Enceladus chụp 14/7/2005 (màu giả). Vùng cực nam là vùng có các rặng núi và các máng ở nửa dưới bức ảnh
Bản đồ vùng cực nam (tới vĩ độ 65)
Đám khói bụi từ Enceladus. Vị trí xuất phát của đám bụi là từ "các sọc hổ" gần cực nam (Ảnh của Cassini)
Bản đồ nhiệt của một vùng các đứt gãy có hoạt động nhiệt. Được chụp sử dụng bước sóng hồng ngoại (12 đến 16 µm) và chồng lên trên một bức ảnh chụp bằng ánh sáng thường
Các mô hình cấu trúc lỗ phun
Mô hình cấu tạo trong của Enceladus dựa trên những dự liệu từ tàu Cassini. Trong hình phần lõi của vệ tinh có màu nâu, phần vỏ băng có màu trắng. Những vùng màu vàng và đỏ thể hiện vật chất có nhiệt độ cao hơn xuyên từ lõi ra vỏ ở vùng cực nam Enceladus
Hypodiscus alternans

| Hypodiscus alternans> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Monocots
(không phân hạng): Commelinids
Bộ (ordo): Poales
Họ (familia): Restionaceae
Chi (genus): Hypodiscus
Loài (species): H. alternans
Danh pháp hai phần
Hypodiscus alternans Pillans 
Hypodiscus alternans là một loài thực vật có hoa trong họ Restionaceae. Loài này được Pillans mô tả khoa học đầu tiên năm 1942.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Hypodiscus alternans”. Truy cập ngày 16 tháng 7 năm 2013.
Ga Cửu Trương Lê

Cửu Trương Lê là ga tàu điện ngầm trên Tuyến xanh lá quản lý bởi Tàu điện ngầm Đài Trung ở Ô Nhật, Đài Trung, Đài Loan.
Nhà ga được lấy theo tên cũ của khu vực này.
Bố trí ga

| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |
4F: Ke ga, cửa sẽ mở phía bên phải
| 4F | Ray 1 |   G  Tuyến xanh lá: hướng đi Ga HSR Đài Trung (Cửu Đức) |
| 4F | Ray 2 |   G  Tuyến xanh lá: hướng đi Bắc Đồn (Đại Khánh) |
4F: Ke ga, cửa sẽ mở phía bên phải
| 3F | Phòng chờ | Hành lang, quầy thông tin, máy bán vé tự động, cổng soát vé 1 chiều |
| 2F | Tầng lửng | Tầng liên kết thang bộ và thang cuốn |
| 1F | Đường đi | Lối ra/vào |
Zale norda

| Zale norda> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Arthropoda
Lớp (class): Insecta
Bộ (ordo): Lepidoptera
Họ (familia): Erebidae
Chi (genus): Zale
Loài (species): Z. norda
Danh pháp hai phần
Zale norda Smith, 1909 
Zale norda là một loài bướm đêm trong họ Erebidae.
Chú thích

↑  Bisby, F.A.; Roskov, Y.R.; Orrell, T.M.; Nicolson, D.; Paglinawan, L.E.; Bailly, N.; Kirk, P.M.; Bourgoin, T.; Baillargeon, G.; Ouvrard, D. (2011). “Species 2000 & ITIS Catalogue of Life: 2011 Annual Checklist”. Species 2000: Reading, UK. Truy cập ngày 28 tháng 6 năm 2014.
↑  Beccaloni, G. W., Scoble, M. J., Robinson, G. S. & Pitkin, B. (Editors). (2003) The Global Lepidoptera Names Index (LepIndex). (Geraadpleegd maart 2013).
Hosh Bajed

| Hosh Bajed حوش بجد Hawsh Bajed |
| --- | --- |
—  Village  —
 
 

Hosh BajedLocation in Syria
Country:  Syria
Governorate: Rif Dimashq Governorate
District: Al-Zabadani District
Nahiyah: Al-Zabadani
Dân số (2004 census)
 • Tổng cộng: 604
Múi giờ: EET (UTC+2)
 • Mùa hè (DST): EEST (UTC+3)
Hosh Bajed hoặc Hawsh Bajed (tiếng Ả Rập: حوش بجد) là một ngôi làng Syria ở huyện Al-Zabadani của tỉnh Rif Dimashq. Theo Cục Thống kê Trung ương Syria (CBS), Hosh Bajed có dân số 604 người trong cuộc điều tra dân số năm 2004.
Yılanlı, Ödemiş

| Yılanlı |
| --- | --- |
—  Xã  —
 
Huyện trong tinh İzmir
YılanlıVị trí ở Thổ Nhĩ Kỳ
Quốc gia:  Thổ Nhĩ Kỳ
Tỉnh: İzmir
Huyện: Ödemiş
Dân số (2010)
 • Tổng cộng: 176 người
Múi giờ: EET (UTC+2)
 • Mùa hè (DST): EEST (UTC+3)
Yılanlı là một xã thuộc huyện Ödemiş, tỉnh İzmir, Thổ Nhĩ Kỳ. Dân số thời điểm năm 2010 là 176 người.
Chú thích

↑  “Cities, towns and villages in İzmir”. Viện thống kê Thổ Nhĩ Kỳ. Lưu trữ bản gốc ngày 13 tháng 7 năm 2012. Truy cập ngày 30 tháng 8 năm 2012.Quản lý CS1: bot: trạng thái URL ban đầu không rõ (liên kết)
Háng

Háng
Ở giải phẫu người, háng là vùng nối (hay còn gọi là bẹn) giữa bụng và đùi, nằm ở hai bên xương mu. Tại bộ phận này, ngay bên dưới da, có khoảng 3 đến 5 hạch bạch huyết đóng vai trò phản ứng trong hệ miễn dịch. Chúng có thể sưng lên khi cơ thể mắc bệnh, nhất là bệnh do nhiễm trùng hoặc đôi khi là ung thư.
Hyllus dotatus

| Hyllus dotatus> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Arthropoda
Phân ngành (subphylum): Chelicerata
(không phân hạng): Arachnomorpha
Lớp (class): Arachnida
Bộ (ordo): Araneae
Họ (familia): Salticidae
Chi (genus): Hyllus
Loài (species): H. dotatus
Danh pháp hai phần
Hyllus dotatus Peckham & G. Peckham, 1903 
Hyllus dotatus là một loài nhện trong họ Salticidae.
Loài này thuộc chi Hyllus. Hyllus dotatus được Elizabeth Maria Gifford Peckham & George William Peckham miêu tả năm 1903.
Chú thích

↑  Platnick, N. I. (2012) The world spider catalog, version 12.5. American Museum of Natural History. DOI: 10.5531/db.iz.0001.
Hybanthus durus

| Hybanthus durus> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
(không phân hạng): Rosids
Bộ (ordo): Malpighiales
Họ (familia): Violaceae
Chi (genus): Hybanthus
Loài (species): H. durus
Danh pháp hai phần
Hybanthus durus (Baker) Schwartz 
Hybanthus durus là một loài thực vật có hoa trong họ Hoa tím. Loài này được (Baker) O.Schwartz mô tả khoa học đầu tiên năm 1939.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Hybanthus durus”. Truy cập ngày 2 tháng 9 năm 2013.
Hybanthus communis

| Hybanthus communis |
| --- | --- |

Phân loại khoa học
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
(không phân hạng): Rosids
Bộ (ordo): Malpighiales
Họ (familia): Violaceae
Chi (genus): Hybanthus
Loài (species): H. communis
Danh pháp hai phần
Hybanthus communis (A. St.-Hil.) Taub. 
Hybanthus communis là một loài thực vật có hoa trong họ Hoa tím. Loài này được (A.St.-Hil.) Taub. mô tả khoa học đầu tiên năm 1893.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Hybanthus communis”. Truy cập ngày 2 tháng 9 năm 2013.
Yushania vigens

| Yushania vigens> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Monocots
Bộ (ordo): Poales
Họ (familia): Poaceae
Chi (genus): Yushania
Loài (species): Y. vigens
Danh pháp hai phần
Yushania vigens T.P.Yi 
Yushania vigens là một loài thực vật có hoa trong họ Hòa thảo. Loài này được T.P.Yi miêu tả khoa học đầu tiên năm 1986.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Yushania vigens”. Truy cập ngày 9 tháng 6 năm 2013.
Itupeva

Itupeva là một đô thị ở bang São Paulo của Brasil. Đô thị này nằm ở vĩ độ 23º09'11" độ vĩ nam và kinh độ 47º03'28" độ vĩ tây, trên khu vực có độ cao 675 m. Dân số năm 2004 ước tính là 30.283 người. 
Đô thị này có diện tích 200,516 km².
Địa lý > Thông tin nhân khẩu

Dữ liệu dân số theo điều tra dân số năm 2000
Tổng dân số: 26.166
Dân số thành thị: 19.259
Dân số nông thôn: 6.907
Nam giới: 13.412
Nữ giới: 12.756
Mật độ dân số (người/km²): 130,50
Tỷ lệ tử vong trẻ sơ sinh dưới 1 tuổi (trên một triệu người): 14,77
Tuổi thọ bình quân (tuổi): 71,81
Tỷ lệ sinh (số trẻ trên mỗi bà mẹ): 2,49
Tỷ lệ biết đọc biết viết: 91,34%
Chỉ số phát triển con người (HDI-M): 0,807
Chỉ số phát triển con người - Thu nhập: 0,769
Chỉ số phát triển con người - Tuổi thọ: 0,780
Chỉ số phát triển con người - Giáo dục: 0,871
(Nguồn: IPEADATA)
Địa lý > Sông ngòi

Rio Jundiai
Địa lý > Các xa lộ

SP-300
SP-348
Địa lý > Các khu phố

Centro
Cafezal
Cafezal I
Cafezal II
Cafezal III
Cafezal IV
Cafezal V
Cafezal VI
Cafezal VII
Guacuri
Horizonte Azul Village Ambiental
Jardim Alegria
Jardim Ana Luiza
Jardim Pérola
Jardim Primavera
Jardim Riberão I
Jardim Riberão II
Jardim São Vicente
Mont Serrat
Nova Mont Serrat
Parque Amarylis
Portal Santa Fé
Residencial dos lagos
Residencial Pacaembu I
Residencial Pacaembu II
Residencial Paineras
Vila São João
Village Morro Alto
Yoshimura Toshihiro

| Thông tin cá nhân |
| --- | --- | --- | --- |
Tên đầy đủ:  Toshihiro Yoshimura
Ngày sinh:  28 tháng 6, 1971 (53 tuổi)
Nơi sinh:  Shizuoka, Nhật Bản
Vị trí:  Hậu vệ
Sự nghiệp cầu thủ chuyên nghiệp*
| Năm |  Đội |  ST |  (BT) |
| 1990-1994 |  Júbilo Iwata |   |   |
| 1995-1997 |  Vissel Kobe |   |   |
| 1998-2001 |  Oita Trinita |   |   |
 *Số trận ra sân và số bàn thắng ở câu lạc bộ tại giải quốc gia
Toshihiro Yoshimura (sinh ngày 28 tháng 6 năm 1971) là một cầu thủ bóng đá người Nhật Bản.
Sự nghiệp câu lạc bộ

Toshihiro Yoshimura đã từng chơi cho Júbilo Iwata, Vissel Kobe và Oita Trinita.
Yoshinaga Shoi

| Thông tin cá nhân |
| --- | --- | --- | --- |
Tên đầy đủ:  Yoshinaga Shoi
Ngày sinh:  18 tháng 4, 2000 (24 tuổi)
Nơi sinh:  Saitama, Nhật Bản
Vị trí:  Tiền đạo
Thông tin đội
Đội hiện nay:  Omiya Ardija
Sự nghiệp cầu thủ chuyên nghiệp*
| Năm |  Đội |  ST |  (BT) |
| 2019– |  Omiya Ardija |   |   |
 *Số trận ra sân và số bàn thắng ở câu lạc bộ tại giải quốc gia
Yoshinaga Shoi (sinh ngày 18 tháng 4 năm 2000) là một cầu thủ bóng đá người Nhật Bản.
Sự nghiệp câu lạc bộ

Yoshinaga Shoi hiện đang chơi cho Omiya Ardija.
Yushania weixiensis

| Yushania weixiensis> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Monocots
Bộ (ordo): Poales
Họ (familia): Poaceae
Chi (genus): Yushania
Loài (species): Y. weixiensis
Danh pháp hai phần
Yushania weixiensis T.P.Yi 
Yushania weixiensis là một loài thực vật có hoa trong họ Hòa thảo. Loài này được T.P.Yi miêu tả khoa học đầu tiên năm 1986.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Yushania weixiensis”. Truy cập ngày 9 tháng 6 năm 2013.
Gadinad Forest, Somvarpet

| Gadinad Forest |
| --- | --- |
—  Làng  —
 
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Karnataka
Huyện: Kodagu
Thành phố/thị trấn: Somvarpet
Múi giờ: IST (UTC+5:30)
Gadinad Forest là một làng thuộc tehsil Somvarpet, huyện Kodagu, bang Karnataka, Ấn Độ.