stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Vành đai Sao Thổ

Hình ảnh các vành đai chính, chụp ở điểm thuận lợi khi Sao Thổ che khuất Mặt Trời từ tàu không gian Cassini ngày 15 tháng 9 năm 2006 (độ trắng được cường điệu). "Đốm Xanh Mờ" ở vị trí lúc 10 giờ, bên ngoài các vành đai chính và ngay bên trong Vành G, là Trái Đất.
Bức ảnh mô phỏng sử dụng màu sắc để biểu diễn sự che lấp radio-một phương pháp để suy ra kích cỡ các hạt trong vành đai.
Hình ảnh từ Voyager 2 chụp sao Thổ đổ bóng xuống vành đai của nó. Bốn vệ tinh và spokes có thể thấy rõ ràng.
Vành đai Sao Thổ là hệ vành đai hành tinh mở rộng nhất trong mọi hành tinh của hệ Mặt Trời. Chúng chứa vô số các hạt nhỏ, kích cỡ từ vài micro mét đến hàng mét, tụ tập thành đám bụi quay quanh Sao Thổ. Các hạt của vành đai cấu thành chủ yếu từ băng và lẫn một số bụi và các thành phần hóa học khác.
Mặc dù ánh sáng bị phản xạ lại từ các vành đai làm tăng độ trắng của Sao Thổ, nhưng chúng ta vẫn không thể nhìn thấy các vành đai bằng mắt thường được. Năm 1610, một năm sau khi Galileo Galilei lần đầu tiên hướng kính thiên văn lên bầu trời, ông đã trở thành người đầu tiên quan sát thấy các vành đai của Sao Thổ, mặc dù Galilei đã không nhìn rõ để hiểu được bản chất tự nhiên của vành đai. Năm 1655, Christiaan Huygens là người đầu tiên miêu tả chúng như một đĩa quay xung quanh Sao Thổ. Mặc dù nhiều người nghĩ là vành đai Sao Thổ là một chuỗi các vòng đai (nhẫn-ringlet) rất nhỏ (một khái niệm do Laplace đưa ra), thì có rất ít các khoảng trống thực sự giữa các vành.  Khi phóng đại các vành đai lên thì khoảng trống giữa các hạt trong vành đai sẽ lớn rất nhiều.
Có một vài khoảng trống bên trong các vành: có hai khoảng mở ra do có các vệ tinh tự nhiên ở các khoảng này, và rất nhiều khoảng khác nằm ở vị trí gọi là cộng hưởng quỹ đạo mất ổn định với các vệ tinh của Sao Thổ. Những khoảng khác thì chưa thể giải thích được. Mặt khác, cộng hưởng ổn định lại là nguyên nhân của một vài vành tồn tại rất lâu, như vòng đai Titan và Vành G.
Xa bên ngoài các vành đai chính là vành đai Phoebe, nó nghiêng một góc 27 độ so với các vành đai khác, và giống như Phoebe, vành đai này quay quanh Sao Thổ theo quỹ đạo nghịch hành.
Lịch sử > Quan sát của Galileo

Galileo Galilei đã lần đầu tiên quan sát các vành vào năm 1610 nhờ sử dụng chiếc kính thiên văn của ông, nhưng ông đã không thể nhận rõ ra chúng. Ông viết thư gửi cho Công tước Tuscany rằng "Sao Thổ không lẻ loi, mà là ba vật thể đồng hành với hầu như chúng chạm vào nhau và không bao giờ di chuyển hay thay đổi vị trí tương ứng với nhau. Chúng sắp xép theo một đường song song với hoàng đạo, và cái ở giữa (chính là Sao Thổ) có kích cỡ bằng ba lần những cái bên cạnh." Ông cũng miêu tả Sao Thổ có "tai". Năm 1612, mặt phẳng chứa các vành đai đã hướng trực tiếp đến Trái Đất và các vành đai biến mất. Bị bối rối, Galileo đã tự hỏi, "phải chăng Sao Thổ đã nuốt chửng những đứa trẻ của mình?", dựa trong thần thoại nói về thần Satuya đã nuốt chửng các con của mình để tránh khỏi bị cướp ngai vàng. Các vành đai xuất hiện lại vào năm 1613, càng làm cho Galileo bối rối.
kết quả của họ được công bố. Galileo đã sử dụng smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras cho Altissimum planetam tergeminum observavi ("Tôi đã quan sát hành tinh xa nhất thấy có dạng bộ ba") cho sự khám phá ra các vành đai của Sao Thổ.
Lịch sử > Lý thuyết vành đai và các quan sát

Năm 1655, Christiaan Huygens trở thành người đầu tiên cho rằng Sao Thổ được bao xung quanh bởi một vành đai. Sử dụng một kính viễn vọng phản xạ do ông tự thiết kế mạnh gấp 50 lần cái của Galileo, Huygens quan sát Sao Thổ và viết rằng "Nó [Sao Thổ] được bao xung quanh bởi một vành đai mỏng, phẳng, không chạm với hành tinh, nghiêng với mặt phẳng hoàng đạo." Robert Hooke cũng là người sớm quan sát các vành đai của Sao Thổ và chú ý đến sự đổ bóng trên các vành đai.
Năm 1675, Giovanni Domenico Cassini xác định rằng vành đai của Sao Thổ được tổ hợp từ rất nhiều vành đai nhỏ hơn với các khoảng trống ở giữa chúng; những khoảng trống lớn nhất sau này đã được đặt tên là Ranh giới Cassini. Ranh giới này là một vùng rộng 4.800 km giữa vành A và vành B.
Năm 1787, Pierre-Simon Laplace cho rằng các vành đai là thành phần của một vành lớn đặc (giống chiếc nhẫn).
Năm 1859, James Clerk Maxwell chứng minh rằng các vành đai không thể là đặc nếu không chúng sẽ trở lên không ổn định hoặc bị vỡ tan. Ông đề xuất là các vành đai phải được kết hợp từ rất nhiều các hạt nhỏ, quay độc lập quanh Sao Thổ. Lý thuyết của Maxwell đã được chứng minh là đúng vào năm 1895 nhờ nghiên cứu quang phổ học được thực hiện bởi James Keeler ở đài quan sát Allegheny.
Sự hình thành

Vành đai Sao Thổ có thể có độ tuổi lớn, thậm chí hình thành đồng thời với Thổ tinh. Có hai lý thuyết chính đề cập đến nguồn gốc của vành đai Sao Thổ. Một lý thuyết, ban đầu do Édouard Roche đề xuất vào thế kỷ thứ 19, theo đó các vành đai đã từng là một vệ tinh của Thổ tinh mà quỹ đạo của nó bị suy giảm đủ gần với hành tinh và nó bị xé toạc ra bởi lực thủy triều (xem giới hạn Roche). Một phiên bản khác của lý thuyết này đó là vệ tinh tự nhiên này bị vỡ ra do va chạm với một sao chổi lớn hoặc một tiểu hành tinh. Lý thyết thứ hai thì cho rằng các vành đai không phải là phần còn lại của vệ tinh Sao Thổ, mà là vật chất có nguồn gốc từ tinh vân nơi Sao Thổ đã hình thành.[cần dẫn nguồn]
Tuy vậy dường như các vành đai là tổ hợp của những mảnh vụn từ sự vỡ vụn của một vệ tinh có đường kính khoảng 300 km, lớn hơn Mimas. Thời gian xảy ra vụ va chạm đủ lớn để phá tan vệ tinh tự nhiên khá lớn này có thể xảy ra trong thời kỳ Va chạm Lớn Cuối, khoảng bốn tỷ năm về trước.
Độ trắng và tỷ lệ băng nước rất cao trong những vành đai Thổ tinh đã từng được xem là chứng cứ cho tuổi của vành đai phải ít hơn của Sao Thổ, có lẽ khoảng 100 triệu năm, khi bụi sao băng rơi xuống làm tối đi các vành đai. Tuy nhiên, những nghiên cứu mới cho thấy Vành B có khối lượng đủ lớn để pha loãng vật chất rơi vào và do vậy tránh được sự tối đi theo thời gian của hệ Mặt Trời. Vật chất trong vành đai có thể co cụm lại thành đám (khối) bên trong vành đai hoặc tan rã do va chạm một cách tuần hoàn. Điều này có thể giải thích tại sao có một số vật chất có độ tuổi trẻ xuất hiện ở trong vành đai.
Đội UVIS Cassini, dẫn đầu bởi Larry Esposito, sử dụng sự che khuất các ngôi sao để khám phá ra 13 thiên thể, có đường kính từ 27 mét đến 10 km ở bên trong vành F. Chúng hiện lên với bề mặt trong mờ, gợi ra là chúng tạm thời là sự kết tụ của các khối băng với đường kính vài mét. Esposito tin rằng đây là cấu trúc cơ bản của những vành đai trong Sao Thổ, các hạt tụ lại cùng với nhau, sau đó chúng lại bị vỡ tan ra.
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai

Những phần đậm đặc nhất của hệ thống vành đai Sao Thổ là các Vành A và Vành B, được chia tách bởi Ranh giới Cassini (do Giovanni Domenico Cassini khám phá ra vào năm 1675). Cùng với Vành C, được khám phá vào năm 1850 và nó có đặc tính tương tự với Khoảng hở Cassini, những phần này kết hợp lại thành vành đai chính của Sao Thổ. Các vành đai chính đậm đặc hơn và chứa các hạt lớn hơn các vành đai bụi phụ. Các vành đai phụ bao gồm Vành D, mở rộng về phía trong Sao Thổ, các Vành G và E và những vành khác nằm ở bên ngoài Vành A. Những vành khuếch tán này có đặc trưng giống như bụi do chúng chứa chủ yếu các hạt kích cỡ nhỏ (thường khoảng một micrômét); thành phần hóa học của chúng, giống như vành đai chính, hầu hết là băng nước. Vành hẹp F, ngay cạnh bên ngoài Vành A, lại khó có đặc trưng phân biệt; có những phần rất đậm đặc, nhưng cũng có phần chứa chủ yếu các hạt bụi.
Bức ảnh ghép thu được từ camera góc hẹp của tàu  cho thấy phần không được chiếu sáng của các vành đai (từ trái sang phải): Vành D, C, B, A và F chụp ngày 9 tháng 5 năm 2007.
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai > Bảng dữ liệu

Ghi chú:

(1) khoảng cách đến tâm của khoảng hở, các vành đai và vòng đai có bề rộng hẹp hơn 1.000 km

(2) tên gọi không chính thức

(3) Tên gọi được định danh bởi Hiệp hội thiên văn quốc tế, ngoại trừ những ghi chú khác. Những đoạn chia tách rộng giữa các vành đai được đặt tên gọi là ranh giới (divisions), trong khi đoạn chia tách hẹp hơn gọi là khoảng hở (gaps).

(4) Dữ liệu chủ yếu từ Danh pháp Địa lý Hành tinh, từ Bảng dữ liệu NASA và các trang báo khác.
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai > Bảng dữ liệu > Các ranh giới con chính của vành đai

| Tên(3) | Khoảng cách đến Sao Thổ (từ tâm, km)(4) | Bề rộng (km)(4) | Đặt tên theo |
| --- | --- | --- | --- |
| Vành D | 66.900 - 74.510 | 7.500 |   |
| Vành C | 74.658 - 92.000 | 17.500 |   |
| Vành B | 92.000 - 117.580 | 25.500 |   |
| Ranh giới Cassini | 117.580 - 122.170 | 4.700 | Giovanni Cassini |
| Vành A | 122.170 - 136.775 | 14.600 |   |
| Ranh giới Roche | 136.775 - 139.380 | 2.600 | Édouard Roche |
| Vành F | 140.180 (1) | 30 - 500 |   |
| Vành Janus/Epimetheus(2) | 149.000 - 154.000 | 5.000 | Janus và Epimetheus |
| Vành G | 166.000 - 175.000 | 9.000 |   |
| Vành cung Methone(2) | 194.230 | ? | Methone |
| Vành cung Anthe(2) | 197.665 | ? | Anthe |
| Vành Pallene(2) | 211.000 - 213.500 | 2.500 | Pallene |
| Vành E | 180.000 - 480.000 | 300.000 |   |
| Vành Phoebe | ~4.000.000 – >13.000.000 |  | Phoebe   |
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai > Bảng dữ liệu > Cấu trúc trong Vành C

| Tên(3) | Khoảng cách đến  tâm Sao Thổ (km)(4) | Bề rộng (km)(4) | Đặt tên theo |
| --- | --- | --- | --- |
| Khoảng hở Colombo | 77.870 (1) | 150 | Giuseppe "Bepi" Colombo |
| Vòng đai Titan | 77.870 (1) | 25 | Titan, vệ tinh Sao Thổ |
| Khoảng hở Maxwell | 87.491 (1) | 270 | James Clerk Maxwell |
| Vòng đai Maxwell | 87.491 (1) | 64 | James Clerk Maxwell |
| Khoảng hở Bond | 88.705 (1) | 30 | William Cranch Bond và George Phillips Bond |
| 1,470RS Vòng đai | 88.716 (1) | 16 | bán kính của nó |
| 1,495RS Vòng đai | 90.171 (1) | 62 | bán kính của nó |
| Khoảng hở Dawes | 90.210 (1) | 20 | William Rutter Dawes |
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai > Bảng dữ liệu > Cấu trúc bên trong Ranh giới Cassini

Nguồn:
| Tên(3) | Khoảng cách đến  tâm Sao Thổ(km)(4) | Bề rộng (km)(4) | Đặt tên theo |
| --- | --- | --- | --- |
| Khoảng hở Huygens | 117.680 (1) | 285–400 | Christiaan Huygens |
| Vòng đai Huygens | 117.848 (1) | ~17 | Christiaan Huygens |
| Khoảng hở Herschel | 118.234 (1) | 102 | William Herschel |
| Khoảng hở Russell | 118.614 (1) | 33 | Henry Norris Russell |
| Khoảng hở Jeffreys | 118.950 (1) | 38 | Harold Jeffreys |
| Khoảng hở Kuiper | 119.405 (1) | 3 | Gerard Kuiper |
| Khoảng hở Laplace | 119.967 (1) | 238 | Pierre-Simon Laplace |
| Khoảng hở Bessel | 120.241 (1) | 10 | Friedrich Bessel |
| Khoảng hở Barnard | 120.312 (1) | 13 | Edward Emerson Barnard |
Cấu trúc và ranh giới con trong các vành đai > Bảng dữ liệu > Cấu trúc bên trong Vành A

| Tên(3) | Khoảng cách đến  tâm Sao Thổ (km)(4) | Bề rộng (km)(4) | Đặt tên theo |
| --- | --- | --- | --- |
| Khoảng hở Encke | 133.589 (1) | 325 | Johann Encke |
| Khoảng hở Keeler | 136.530 (1) | 35 | James Keeler |
Bức ảnh chụp xiên (4 độ góc) từ  cho thấy các Vành đai Sao Thổ C, B, và A (từ trái sang phải; Vành F nhìn rất mờ trong bức ảnh phía trên nếu ta nhìn trong đủ độ sáng). Ảnh trên: Ảnh màu ghép tự nhiên từ các bức ảnh của camera góc hẹp trên tàu Cassini chụp phần được chiếu sáng của các vành đai vào ngày 12 tháng 10,2004. Ảnh dưới: Mô phỏng hình ảnh thu được từ quan sát dựa trên hiệu ứng che khuất radio thực hiện vào ngày 3 tháng 5 năm 2005. Màu trong bức ảnh dưới được thêm vào để biểu hiện thông tin về kích cỡ các hạt trong vành đai.
Vành D

Vành D là vành đai rất mờ nằm trong cùng của hệ thống vành đai Sao Thổ. Năm 1980, Voyager 1 phát hiện ra bên trong vành đai này ba vòng đai được ký hiệu là D73, D72 và D68, trong D68 trở thành vòng đai rời rạc gần nhất Sao Thổ. Khoảng 25 năm sau, những bức ảnh chụp từ tàuCassini chỉ ra rằng D72 đã trở lên mờ đi rõ rệt và dịch chuyển về phía hành tinh khoảng 200 km. Hiện tại trong khoảng hở giữa Vành C và vòng đai D73 là một cấu trúc mịn với các bước sóng cách nhau 30 km.
Vành C

Vành C là một vành chính rộng nhưng mờ nằm ở phía trong Vành B. Nó được William và George Bond khám phá vào năm 1850, mặc dù William R. Dawes và Johann Galle cũng đã quan sát thấy nó một cách độc lập. William Lassell đặt tên nó là "Vành Cao su" (crepe ring) do dường như nó có thành phần từ các vật chất tối hơn hai vành sáng A và B.
Bề dày của Vành C được ước lượng vào khoảng 5 mét, với khối lượng vào khoảng 1.1 × 1018 kilôgam, và độ trong suốt quang học (optical depth) thay đổi từ 0,05 tới 0,12.[cần dẫn nguồn] Tức là, từ 5 đến 12 phần trăm ánh sáng chiếu tới vuông góc với mặt phẳng vành đai sẽ bị giữ lại, do vậy khi nhìn từ phía ngoài, vành này gần như trong suốt.
Vành C > Khoảng hở Colombo và Vòng đai Titan

Khoảng hở Colombo nằm phía bên trong Vành C. Bên trong khoảng hở này là một vòng đai hẹp và sáng gọi là Vòng đai Colombo, tính từ tâm nó cách tâm của Sao Thổ khoảng 77.883 km, và có dạng gần elip hơn hình tròn. Vòng đai này cũng được gọi là Vòng đai Titan do nó bị chi phối bởi sự cộng hưởng quỹ đạo với vệ tinh Titan.[cần dẫn nguồn] Ở vị trí này với vòng đai, độ dài thời gian tiến động của viễn điểm của vòng hạt bằng với chu kỳ của chuyển động quỹ đạo của vệ tinh Titan, do vậy viễn điểm quỹ đạo của vòng đai luôn hướng về phía Titan.[cần dẫn nguồn]
Vành C > Khoảng hở và Vòng đai Maxwell

Khoảng hở Maxwell nằm ở phần ngoài cùng của Vành C. Nó cũng chứa một vòng đai không tròn đậm đặc, Vòng đai Maxwell. Vòng đai này có nhiều đặc điểm tương tự với Vành ε của Sao Thiên Vương. Có những cấu trúc dạng sóng ở phần giữa của cả hai vành này. Trong khi sóng ở vành ε được nghĩ là có nguyên nhân từ vệ tinh Cordelia của Sao Thiên Vương, thì lại không có vệ tinh nào được phát hiện trong khoảng hở Maxwell cho đến tháng 7 năm 2008.
Galileo là người đầu tiên nhìn thấy các vành.
Robert Hooke ghi chú sự đổ bóng (a và b) bởi cả hành tinh cầu và các vành đai ở trên mỗi phía trong bức vẽ về Sao Thổ năm 1666.
Ranh giới Cassini có màu tối chia tách hai vành lớn là Vành B ở trong và Vành A ở ngoài trong bức ảnh chụp từ ACS của HST (22 tháng 3 năm 2004). Vành C mờ hơn ở ngay bên trong Vành B.
Tàu thăm dò Cassini chụp được phần vành đai Sao Thổ bị che khuất ánh sáng Mặt Trời (9 tháng 5 năm 2007).
Ảnh chụp từ tàu Cassini cho thấy các vành đai Sao Thổ ngày 12 tháng 8 năm 2009, một ngày sau điểm phân. Khi các vành đai hướng về phía Mặt Trời, sự sáng của vành đai là do ánh sáng phản xạ từ bề mặt Sao Thổ, ngoại trừ đối với các vành đai dày hơn hoặc ở ngoài cùng, giống như Vành F.
Minh họa (2007) sự bồi tụ các hạt băng tạo thành các khối 'rắn' trong vành đai Sao Thổ. Những đám này liên tục được tạo ra và tan rã. Những khối lớn nhất có đường kính khoảng vài mét.
Phần được chiếu sáng của vành đai Sao Thổ với sự phân chia các vành đai
Bức ảnh từ tàu Cassini chụp Vành D của Sao Thổ cho thấy những gợn mờ trong nó; Vành C sáng hơn xuất hiện ở phía trái bên trên.
Khoảng hở Maxwell và Vòng đai Maxwell ở phía trên bên phải và ngay phía phải cạnh tâm. Khoảng hở Bond Ringlet on its right side are above and right of center. The Bond Gap is above a broad light band towards the upper right; the Dawes Gap is within a dark band just below the upper right corner.
Guru Nanak

| Guru Nanak |
| --- | --- |
Guru Nanak với Bhai Bala, Bhai Mardana và các guru của đạo Sikh
Sinh: Nanak 15 tháng 9, 1469 Rāi Bhoi Kī Talvaṇḍī, (Present day Nankana Sahib, Punjab, Pakistan)
Mất: ngày 22 tháng 9 năm 1539 (70 tuổi) Kartarpur, Mughal Empire
Nơi an nghỉ: Gurdwara Darbar Sahib Kartar Pur, Kartarpur, Punjab, Pakistan
Năm hoạt động: 1499–1539
Kế nhiệm: Guru Angad
Sri Guru Nanak Dev Ji, hay gọi một cách ngắn gọn là Guru Nanak (tiếng Punjab: ਗੁਰੂ ਨਾਨਕ; tiếng Hindi: गुरु नानक, tiếng Urdu: گرونانک, [ɡʊɾu nɑnək] Guru Nanak) (15 tháng 4 năm 1469 - 22 tháng 9 năm 1539) là người sáng lập và là guru đầu tiên của đạo Sikh. Ngày sinh của ông được tổ chức trên toàn thế giới vào Kartik Puranmashi, ngày trăng tròn rơi vào những ngày khác nhau mỗi năm trong tháng Katak, tháng 10 hoặc 11.
Guru Nanak đi nhiều và truyền giáo về thông điệp của một Đấng Toàn năng ngự trong mỗi con người, vốn là những sáng tạo của Đấng Toàn năng và tạo thành sự thật vĩnh cửu. Ông đã thiết lập một nền tảng tinh thần, xã hội và chính trị độc đáo dựa trên sự bình đẳng, tình huynh đệ, lòng tốt, và đức hạnh.
Niềm tin tôn giáo của đạo Sikh cho rằng tinh thần, tính thần thánh và thần quyền của thánh Guru Nanak bao phủ trên chín guru của đạo này khi họ được hưởng ân huệ trở thành guru.
Garcinia dulcis

| Garcinia dulcis |
| --- | --- |

Phân loại khoa học
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
(không phân hạng): Rosids
Bộ (ordo): Malpighiales
Họ (familia): Clusiaceae
Chi (genus): Garcinia
Loài (species): G. dulcis
Danh pháp hai phần
Garcinia dulcis (Roxb.) Kurz (Roxb.) Kurz 
Garcinia dulcis là một loài thực vật có hoa trong họ Bứa. Loài này được (Roxb.) Kurz mô tả khoa học đầu tiên năm 1874.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Garcinia dulcis”. Truy cập ngày 2 tháng 9 năm 2013.
Güneli, Güneysu

| Güneli |
| --- | --- |
—  Xã  —
 
GüneliVị trí ở Thổ Nhĩ Kỳ
Quốc gia:  Thổ Nhĩ Kỳ
Tỉnh: Rize
Huyện: Güneysu
Dân số (2010)
 • Tổng cộng: 460 người
Múi giờ: EET (UTC+2)
 • Mùa hè (DST): EEST (UTC+3)
Güneli là một xã thuộc huyện Güneysu, tỉnh Rize, Thổ Nhĩ Kỳ. Dân số thời điểm năm 2010 là 460 người.
Chú thích

↑  “Cities, towns and villages in Rize”. Viện thống kê Thổ Nhĩ Kỳ. Truy cập ngày 17 tháng 9 năm 2012.[liên kết hỏng]
Phlomis milingensis

| Phlomis milingensis> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
Bộ (ordo): Lamiales
Họ (familia): Lamiaceae
Chi (genus): Phlomis
Loài (species): P. milingensis
Danh pháp hai phần
Phlomis milingensis C.Y.Wu & H.W.Li, 1977 
Phlomis milingensis là một loài thực vật có hoa trong họ Hoa môi. Loài này được C.Y.Wu & H.W.Li miêu tả khoa học đầu tiên năm 1977.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Phlomis milingensis”. Truy cập ngày 5 tháng 6 năm 2013.
(136774)

(136774) 1996 TC12 là một tiểu hành tinh vành đai chính. Nó được phát hiện qua chương trình tiểu hành tinh Beijing Schmidt CCD ở trạm Xinglong ở tỉnh Hồ Bắc, Trung Quốc ngày 3 tháng 10 năm 1996.
Amanita austroviridis

| Amanita austroviridis |
| --- | --- |

Phân loại khoa học
Giới (regnum): Fungi
Ngành (divisio): Basidiomycota
Lớp (class): Agaricomycetes
Bộ (ordo): Agaricales
Họ (familia): Amanitaceae
Chi (genus): Amanita
Loài (species): A. austroviridis
Danh pháp hai phần
Amanita austroviridis O.K.Mill. 
Amanita austroviridis là một loài nấm thuộc chi Amanita trong họ Amanitaceae. Loài này được O.K.Mill. miêu tả khoa học lần đầu tiên năm 1992. Amanita austroviridis được tìm thấy ở Úc.
Chú thích

↑  Mycobank.org - A. austroviridis
↑  Miller, O.K. 1992. Three new species of Amanita from Western Australia. Mycologia. 84(5):679-686
Philodendron longistilum

| Philodendron longistilum> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Monocots
Bộ (ordo): Alismatales
Họ (familia): Araceae
Chi (genus): Philodendron
Loài (species): P. longistilum
Danh pháp hai phần
Philodendron longistilum K.Krause 
Philodendron longistilum là một loài thực vật có hoa trong họ Ráy (Araceae). Loài này được K.Krause miêu tả khoa học đầu tiên năm 1913.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Philodendron longistilum”. Truy cập ngày 3 tháng 6 năm 2013.
Ornithidium histrionicum

| Ornithidium histrionicum> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Monocots
Bộ (ordo): Asparagales
Họ (familia): Orchidaceae
Chi (genus): Ornithidium
Loài (species): O. histrionicum
Danh pháp hai phần
Ornithidium histrionicum Rchb.f. 
Ornithidium histrionicum là một loài thực vật có hoa trong họ Lan. Loài này được Rchb.f. mô tả khoa học đầu tiên năm 1856.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Ornithidium histrionicum”. Truy cập ngày 7 tháng 6 năm 2013.
Oreophryne minuta

| Oreophryne minuta> Tình trạng bảo tồn |
| --- | --- |
 Thiếu dữ liệu  (IUCN 3.1)
Phân loại khoa học
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Chordata
Lớp (class): Amphibia
Bộ (ordo): Anura
Họ (familia): Microhylidae
Chi (genus): Oreophryne
Loài (species): O. minuta
Danh pháp hai phần
Oreophryne minuta Richards & Iskandar, 2000 
Oreophryne minuta là một loài ếch trong họ Nhái bầu. Chúng là loài đặc hữu của Tây Papua, Indonesia.
Môi trường sống tự nhiên của chúng là các khu rừng vùng núi ẩm nhiệt đới hoặc cận nhiệt đới.
Garcinia engleriana

| Garcinia engleriana> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
(không phân hạng): Rosids
Bộ (ordo): Malpighiales
Họ (familia): Clusiaceae
Chi (genus): Garcinia
Loài (species): G. engleriana
Danh pháp hai phần
Garcinia engleriana A. C. Sm. 
Garcinia engleriana là một loài thực vật có hoa trong họ Bứa. Loài này được A.C.Sm. mô tả khoa học đầu tiên năm 1941.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Garcinia engleriana”. Truy cập ngày 2 tháng 9 năm 2013.
Vương quốc Gruzia

Vương quốc Gruzia (tiếng Gruzia:  საქართველოს სამეფო), hay còn được biết đến với cái tên Đế quốc Gruzia, là một chế độ quân chủ thời kỳ Trung cổ nổi lên vào khoảng 1008. Thời kỳ vàng của vương quốc này về sức mạnh chính trị và kinh tế kéo dài suốt triều đại của vua Davit IV và nữ hoàng Tamar Đại đế từ thế kỷ 11 đến thế kỷ 13. Trên đỉnh cao của sự thống trị, sự ảnh hưởng của vương quốc này được nối từ phía nam của Ukraina hiện nay đến các tỉnh phía bắc của Iran. Vương quốc này duy trì các quyền sở hữu mang tính chất tôn giáo bên ngoài như Tu viện Thập tự và Iviron. Vương quốc này là tiền thân của Gruzia ngày nay.
Kéo dài đến một số thế kỷ, vương quốc này thất bại trước sự xâm lấn của người Mông Cổ vào thế kỷ 13, nhưng đã cố gắng giành lại chủ quyền vào thập niên 1340. Giai đoạn tiếp theo đó chính là Cái chết Đen cũng như một số lượng lớn các cuộc xâm lược của vua Timur, người đã tàn phá cả kinh tế, dân số và các trung tâm đô thị của vương quốc. Vị trí địa chính trị của Vương quốc Gruzia đã khiến cho tình hình xấu hơn sau sự sụp đổ của Đế quốc Trebizond. Như là kết quả của những quá trình đó, vào cuối thế kỷ 15 Vương quốc Gruzia đã bị rạn nứt. Những cuộc xâm lược của Timur và của người Turk đã dẫn đến sự sụp đổ cuối cùng của vương quốc trở thành vô chính phủ vào năm 1466 và công nhận sự độc lập của các vương quốc khác nhau trong các năm 1490 - 1493.
Nguồn gốc

Uy thế của Nhà Bagrationi được kế tục vào thế kỷ 8, khi họ cai trị lãnh địa Tao-Klarjeti. Sự phục hồi của chế độ quân chủ Gruzia bắt đầu vào năm 888 khi Adarnase IV của Iberia tự xưng "Vua của người Gruzia". Vương quốc Liên hiệp Gruzia được thành lập vào năm 1008. Trong năm này, Bagrat III, con trai của Gurgen II, trở thành người lãnh đạo của Vương quốc Abkhazia, bao gồm các lãnh địa của Imeriti, Samegrelo, Abkhazeti (Abkhazia), Guria và Svaneti. Mẹ của Bagrat là nữ hoàng Gurandukht, con gái của Giorgi II của Abkhazia.