stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Siêu tân tinh
Các mô hình hiện nay > Suy sụp lõi > Loại Ib và Ic

Các siêu tân tinh này, giống như loại II, là những ngôi sao khối lượng lớn trải qua vụ sụp đổ lõi. Tuy nhiên chúng trở thành các siêu tân tinh loại Ib và Ic vì chúng đã mất hết lớp bao khí quyển chứa hiđrô bởi gió sao mạnh hoặc bởi tương tác với sao đồng hành. Các sao này được biết đến là các sao Wolf–Rayet và chúng xuất hiện có độ kim loại từ trung bình đến cao và gió sao thổi mạnh liên tục gây ra tốc độ mất mát khối lượng lớn đáng kể. Các quan sát siêu tân tinh loại Ib/c không khớp với dữ liệu thu thập được hoặc dự định mà sẽ xảy ra đối với sao Wolf–Rayet và có những cách giải thích khác cho loại suy sụp lõi sao này bao gồm ngôi sao đã bị tước đi lớp hiđrô bởi tương tác với ngôi sao đồng hành. Mô hình hệ sao đôi cho kết quả dự đoán khớp tốt hơn với siêu tân tinh quan sát thực sự, với điều kiện là chưa từng quan sát được hệ sao đôi heli phù hợp nào. Vì một siêu tân tinh có thể xảy ra bất cứ khi nào khối lượng của ngôi sao ở thời điểm suy sụp lõi là đủ thấp mà không gây ra sự sụp đổ sâu hơn thành hố đen, bất kỳ một ngôi sao khối lượng lớn nào tiến hóa đưa đến vụ nổ siêu tân tinh nếu nó mất khối lượng đáng kể trước khi xảy ra suy sụp hấp dẫn lõi.
Siêu tân tinh loại Ib xuất hiện phổ biến hơn và có nguồn gốc từ các sao Wolf–Rayet loại WC mà vẫn còn lớp khí quyển heli. Đối với một phạm vi hẹp khối lượng, các sao tiến hóa lâu thêm trở thành sao WO và chúng có rất ít heli còn lại trước khi đạt tới suy sụp lõi. Các sao này được cho là các sao gốc của siêu tân tinh loại Ic.
Một vài phần trăm siêu tân tinh loại Ic xảy ra đi kèm vớ chớp gamma (GRB), mặc dù các nhà thiên văn cũng tin rằng bất kỳ một siêu tân tinh loại Ib hoặc Ic nào mà đã mất hiđrô cũng có thể tạo ra GRB, phụ thuộc vào cấu trúc hình học của vụ nổ. Cơ chế phát ra các chớp GRB là bởi các tia vật chất tác động bởi từ trường mạnh của sao từ quay rất nhanh hình thành sau vụ suy sụp lõi sao. Chùm tia cũng truyền năng lượng vào lớp vỏ đang giãn nở ra bên ngoài sau vụ nổ, tạo thành siêu tân tinh siêu sáng (super-luminous supernova).
Siêu tân tinh từ ngôi sao đã bị tước gần hết lớp bao ngoài lõi (ultra-stripped supernovae) xảy ra khi một ngôi sao phát nổ mà trước đó đã bị mất hầu hết lớp bao vật chất bên ngoài lõi kim loại, chủ yếu bởi quá trình truyền vật chất sang ngôi sao đồng hành bên cạnh có quỹ đạo ngắn. Kết quả là có rất ít vật chất giải phóng từ ngôi sao phát nổ (~0.1 MSun). Trong trường hợp cực biên nhất, siêu tân tinh loại này có thể xảy ra đối với một lõi sắt trần trụi, có khối lượng chỉ cao hơn một chút so với giới hạn Chandrasekhar. SN 2005ek là một ví dụ đã được quan sát cho trường hợp siêu tân tinh phát nổ từ ngôi sa đã bị mất gần hết vật chất bao bên ngoài lõi, với độ sáng khá mờ và đường cong cường độ ánh sáng trên đồ thị nhanh chóng tiêu giảm. Bản chất các siêu tân tinh loại này có thể là ở cả suy sụp hấp dẫn lõi sắt và quá trình bắt giữ electron, tùy thuộc vào khối lượng của lõi sao sụp đổ.
Các mô hình hiện nay > Siêu tân tinh hỏng

Sự suy sụp lõi ở một số ngôi sao khối lượng lớn có thể không hình thành siêu tân tinh trong bước sóng khả kiến. Mô hình chính cho nguyên nhân này đó là một lõi sao có khối lượng đủ lớn mà động năng không đủ để đảo ngược sự rơi về lõi của lớp vật chất bao bên ngoài dẫn tới sự hình thành lỗ đen. Những sự kiện kiểu này khó phát hiện, nhưng theo kết quả một cuộc khảo sát trên diện rộng đã phát hiện được một số ứng cử viên tiềm năng. Sao siêu khổng lồ đỏ N6946-BH1 trong thiên hà NGC 6946 trải qua vụ bùng phát vừa phải trong tháng 3 năm 2009, trước khi mờ đi khỏi vùng quan sát. Chỉ có một nguồn hồng ngoại mờ còn phát hiện được ở vị trí ngôi sao.
N6946-BH1 chụp trong quang phổ ánh sáng nhìn thấy và cận hồng ngoại trước và sau khi suy biến thành lỗ đen
Minh họa quá trình suy sụp của N6946-BH1
Các mô hình hiện nay > Bất đối xứng

Một câu hỏi tồn tại từ lâu chưa có lời giải đáp xung quanh siêu tân tinh loại II đó là tại sao vật thể compact tàn dư nhận được vận tốc chuyển động tương đối lớn chạy ra xa khỏi trung tâm vụ nổ; các sao xung và do đó là các sao neutron, được quan sát thấy có chuyển động riêng với vận tốc cao và các lỗ đen được cho là cũng có những hành xử tương tự, mặc dù rất khó để quan sát độc lập chúng. Xung lực ban đầu có thể đủ mạnh để đẩy lên một vật có khối lượng lớn hơn 1 lần khối lượng Mặt Trời với vận tốc 500 km/s hoặc lớn hơn. Điều này cho thấy sự giãn nở của vật chất bắn ra theo phương bất đối xứng, nhưng cơ chế trong đó động lượng được truyền sang cho vật thể đặc vẫn còn chưa được sáng tỏ. Các đề xuất giải thích cho sức đẩy này bao gồm sự đối lưu trong quá trình suy sụp sao và sự tạo thành các chùm tia trong quá trình hình thành sao neutron.
Một cách giải thích khác cho sự bất đối xứng này đó là có một vùng đối lưu lớn nằm bao ngoài lõi sao. Sự đối lưu có thể tạo ra những biến đổi trong mật độ tập trung của các nguyên tố, dẫn đến phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra không đều đặn trong quá trình suy sụp, bật nẩy vật chất trở lại và tạo thành lớp vật chất bắn ra bên ngoài.
Một mô hình khác đó là sự bồi tụ vật chất vào sao neutron trung tâm có khả năng tạo ra một đĩa vật chất làm phóng ra các tia ở hai cực đẩy vật chất ra khỏi ngôi sao với vận tốc cao, sau đó các sóng xung kích bật ngược trở lại làm phá hủy hoàn toàn ngôi sao. Những tia này có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình vụ nổ siêu tân tinh. (Một mô hình tương tự như thế được ưu tiên để giải thích cho các chớp gamma dài.)
Các bất đối xứng ban đầu cũng đã được xác nhận có ở siêu tân tinh loại Ia thông qua quan sát. Kết quả này có thể ảnh hưởng tới độ sáng ban đầu của siêu tân tinh loại này khi phụ thuộc vào góc quan sát từ Trái Đất. Tuy nhiên, khối vật chất giãn nở ngày càng trở lên đối xứng hơn theo thời gian. Các bất đối xứng ban đầu xác định được bằng cách đo sự phân cực của ánh sáng phát ra.
Tác động đến môi trường liên sao > Nguồn tổng hợp các nguyên tố nặng

Bài chi tiết: Tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh
Các tiền sao khởi siêu tân tinh được cho là nguồn chính tổng hợp các nguyên tố nặng hơn nitơ. Các nguyên tố này là sản phẩm của các phản ứng tổng hợp hạt nhân cho các hạt nhân tới 34S, bằng quá trình sắp xếp lại phân rã quang silic và giả cân bằng trong quá trình đốt cháy silic cho các hạt nhân từ 36Ar và 56Ni và bằng quá trình bắt neutron nhanh trong giai đoạn suy sụp hấp dẫn lõi siêu tân tinh đối với các nguyên tố nặng hơn sắt. Tổng hợp hạt nhân trong Quá trình đốt cháy silic cho số lượng hạt nhân sản phẩm cao gấp 1000–100.000 lần nhiều hơn so với các đồng vị nặng hơn sắt được tạo ra từ quá trình bắt neutron nhanh (r-process). Siêu tân tinh được cho là một trong các nguồn diễn ra phản ứng tổng hợp hạt nhân bắt neutron nhanh (r-process), trong đó các hạt nhân nặng hơn sắt nhanh chóng bắt neutron tại điều kiện nhiệt độ cao và mật độ neutron cao. Các phản ứng này tạo ra hạt nhân không bền chứa nhiều neutron mà sau đó hạt nhân này nhanh chóng phân rã beta để trở thành các hạt nhân nặng bền hơn. Quá trình r tạo ra một nửa các đồng vị nặng hơn sắt, bao gồm plutonium và uranium. Ngoài ra vàng, bạch kim cùng những nguyên tố nặng hơn sắt cũng có thể được tổng hợp với lượng đáng kể từ vụ va chạm sáp nhập của hai sao neutron. Trong cả hai trường hợp, các phổ kế đặt trên các vệ tinh không gian chỉ xác định được gián tiếp dấu hiệu của vàng như Stephan Rosswog viết "chúng tôi chưa có chứng cứ quang phổ cụ thể về những nguyên tố này đã thực sự được hình thành". Tuy nhiên vào tháng 8 năm 2017, dấu hiệu của các nguyên tố nặng, bao gồm vàng, europium..., đã được phát hiện thông qua các quan sát trong bước sóng điện từ theo sau sự phát hiện sóng hấp dẫn GW170817 từ vụ nổ kilonova của hai sao neutron va chạm sáp nhập. Các mô hình thiên văn vật lý hiện tại tính toán trong một sự kiện hai sao neutron sáp nhập có thể tạo ra europium từ 1 đến 5 lần khối lượng Trái Đất và lượng vàng từ 3 đến 13 lần khối lượng Trái Đất.
Một quá trình khác cũng cung cấp đáng kể lượng các nguyên tố nặng hơn sắt đó là quá trình s xảy ra trong các sao già khổng lồ đỏ AGB, nhưng các nguyên tố này hình thành với tốc độ chậm trong chu kỳ dài và không thể tạo ra các nguyên tố nặng hơn chì.
Tác động đến môi trường liên sao > Vai trò trong tiến hóa sao

Bài chi tiết: Tàn tích siêu tân tinh
Tàn tích của nhiều siêu tân tinh chứa một vật thể đặc và sóng xung kích cùng vật chất bắn ra nhanh đang giãn nở. Đám mây vật chất này quét qua môi trường liên sao lân cận trong giai đoạn giãn nở tự do, mà có thể kéo dài trong hai thế kỷ. Sau đó đợt sóng này trải qua giai đoạn giãn nở đoạn nhiệt và vật chất trong đám mây sẽ nguội dần và hòa trộn vào môi trường liên sao trong thời gian khoảng 10.000 năm.
Vụ Nổ Lớn tạo ra hiđrô, heli và một ít lithium, trong khi tất cả các nguyên tố nặng hơn được tổng hợp trong lõi sao, siêu tân tinh và kilonova. Vụ nổ siêu tân tinh và kilonova có xu hướng làm giàu môi trường liên sao xung quanh bằng các nguyên tố nặng hơn hiđrô và heli, mà các nhà thiên văn thường gọi chúng dưới một cái tên chung là "kim loại".
Các nguyên tố được giải phóng tiếp tục tham gia vào làm giàu các đám mây phân tử liên sao mà là những vị trí cho quá trình hình thành các hệ sao và hành tinh mới. Do đó, mỗi một thế hệ sao sinh ra về sau có thành phần các nguyên tố trong nó hơi khác một chút so với các sao già, biến đổi từ chỉ có thành phần thuần túy là hiđrô và heli cho đến có chứa nhiều "kim loại" hơn. Siêu tân tinh là cơ chế điển hình trong việc phân phối các nguyên tố nặng, mà chúng được hình thành từ các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao. Mặt khác, sự có mặt với hàm lượng khác nhau của các nguyên tố hình thành lên một ngôi sao có tác động quan trọng tới chu trình tiến hóa của nó và có thể có ảnh hưởng quyết định đến các hành tinh quay quanh ngôi sao này.
Động năng của sóng xung kích từ tàn tích siêu tân tinh có thể kích hoạt sự hình thành sao khi nó làm nén và cô đặc lại các đám mây phân tử trong không gian xung quanh. Ngược lại, sự gia tăng áp suất nhiễu động cũng có thể ngăn cản sự hình thành sao của đám mây nếu như đám mây phân tử thưa thớt không đủ đậm đặc.
Chứng cứ từ các sản phẩm đồng vị phóng xạ thứ cấp chu kỳ bán rã ngắn chỉ ra khả năng có một vụ nổ siêu tân tinh nằm gần đã bổ sung thêm vật chất cho đám mây phân tử chứa hệ Mặt Trời từ lúc hình thành 4,5 tỷ năm trước và thậm chí nó đã kích hoạt sự hình thành Thái Dương hệ.
Tác động đến môi trường liên sao > Ảnh hưởng đến Trái Đất

Một siêu tân tinh được coi là xảy ra gần Trái Đất nếu nó có những ảnh hưởng đáng kể lên sinh quyển của hành tinh. Phụ thuộc vào loại và năng lượng giải phóng từ siêu tân tinh, ước tính khoảng cách tối đa cho một sự kiện là khoảng 3000 năm ánh sáng.Các tia gamma từ siêu tân tinh có thể cảm sinh phản ứng hóa học trong thượng tầng khí quyển biến đổi phân tử nitơ thành nitơ oxide, gây suy giảm tầng ozone khiến bề mặt Trái Đất bên dưới bị phơi nhiễm trực tiếp bức xạ cực tím từ Mặt Trời. Các nhà cổ sinh học đã từng đề xuất cơ chế này là một trong các nguyên nhân gây ra sự kiện tuyệt chủng Ordovic–Silur, làm tiêu diệt khoảng 60% sinh vật sống trong đại dương Trái Đất.
Năm 1996 một nhóm nhà khoa học đã đưa ra lý thuyết về vết tích của siêu tân tinh nằm gần Trái Đất trong lịch sử có thể được phát hiện ngay trên Trái Đất dưới dạng sự có mặt của các đồng vị kim loại trong địa tầng đá. Sự làm giàu đồng vị sắt-60 sau đó được thông báo xuất hiện ở tầng đá dưới đáy sâu của Thái Bình Dương. Năm 2009, mức độ phân bố theo độ sâu của ion nitơrat được tìm thấy ở trong các tầng băng Nam Cực, mà có hai tầng tương ứng với các siêu tân tinh năm 1006 và 1054. Tia gamma từ những vụ nổ siêu tân tinh này có thể đã làm tăng mật độ nitơ oxide, mà sau đó chúng bị lưu trữ ở trong lớp băng.
Siêu tân tinh loại Ia được cho là loại siêu tân tinh nguy hiểm tiềm tàng nhất nếu chúng xuất hiện đủ gần Trái Đất. Bởi vì các siêu tân tinh này xuất hiện bắt đầu từ ánh sáng mờ và sao tiền khởi là những sao lùn trắng trong hệ sao đôi và do vậy dường như một siêu tân tinh có thể ảnh hưởng đến Trái Đất sẽ xảy ra bất ngờ và ở một hệ sao chưa được nghiên cứu kỹ. Ứng cử viên loại này gần nhất là IK Pegasi (xem phần bên dưới). Các ước tính gần đây dự đoán rằng vụ nổ siêu tân tinh loại II xảy ra trong phạm vi 8 parsec (26 năm ánh sáng) có thể phá hủy một nửa tầng ozone của Trái Đất, mặc dù thế không có một sao tiền khởi loại này nằm gần hơn khoảng 500 năm ánh sáng.
Chalala

| Chalala |
| --- | --- |
Chalala
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Gujarat
Độ cao: 160 m (520 ft)
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 16,915
Múi giờ: Giờ chuẩn Ấn Độ
Mã điện thoại: 365630
Chalala là một thành phố và khu đô thị của quận Amreli thuộc bang Gujarat, Ấn Độ.
Địa lý

Chalala có vị trí 21°25′B 71°10′Đ﻿ / ﻿21,42°B 71,17°Đ﻿ / 21.42; 71.17 Nó có độ cao trung bình là 160 mét (524 foot).
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Chalala có dân số 16.915 người. Phái nam chiếm 51% tổng số dân và phái nữ chiếm 49%. Chalala có tỷ lệ 69% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 76%, và tỷ lệ cho phái nữ là 62%. Tại Chalala, 12% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Đường tỉnh 586

| Đường tỉnh 586> Thông tin tuyến đường |
| --- | --- |
Tên khác: Tỉnh lộ 586   Tỉnh lộ Lìa
Loại: Tỉnh lộ
Chiều dài: 38 km
Điều hành bởi: Sở Giao thông Vận tải tỉnh Quảng Trị
Các điểm giao cắt chính
Đầu Đông:  tại Ngã ba Tân Long, Tân Long
Đầu Tây: tại Ba Tầng
Vị trí đi qua
Tỉnh / Thành phố: Quảng Trị
Quận/Huyện: Hướng Hóa
Hệ thống đường
Đường bộ khác← TL562 TL601 → 
Đường tỉnh 586 hay tỉnh lộ 586, viết tắt ĐT586 hay TL586, còn gọi là tỉnh lộ Lìa, là đường tỉnh ở huyện Hướng Hoá, tỉnh Quảng Trị, Việt Nam.
Đường tỉnh 586 có tổng chiều dài là 38 km. Điểm đầu tại Ngã ba Tân Long 16°35′51″B 106°39′18″Đ﻿ / ﻿16,59741°B 106,654943°Đ﻿ / 16.597410; 106.654943﻿ (Ngã ba Tân Long) trên Quốc lộ 9 ở xã Tân Long, đi hướng nam gần dọc theo biên giới Việt Lào. Đến trung tâm xã Thanh đường chuyển hướng đông. Từ xã Thanh đường qua các xã Lìa và A Dơi của huyện Hướng Hoá đến xã Ba Tầng 16°31′51″B 106°48′48″Đ﻿ / ﻿16,530921°B 106,81343°Đ﻿ / 16.530921; 106.813430﻿ (xã Ba Tầng).
Năm 2020, đoạn ở xã Ba Tầng xuống cấp nghiêm trọng.
Đường tỉnh 586 được giới thiệu là đường du lịch để đi từ Ngã ba Tân Long đến xã A Dơi để tham quan Thác A Dơi 16°27′22″B 106°46′25″Đ﻿ / ﻿16,456194°B 106,773488°Đ﻿ / 16.456194; 106.773488﻿ (Thác A Dơi) trên sông Sê Pôn.[cần dẫn nguồn]
Californi

Californi là một nguyên tố hóa học kim loại tổng hợp có tính phóng xạ, thuộc nhóm actini, có ký hiệu Cf và số nguyên tử là 98. Nguyên tố được tạo ra đầu tiên ngày 17 tháng 3 năm 1950 bằng cách bắn phá hạt nhân curi bằng các hạt alpha (các ion heli) tại Đại học California, Berkeley. Đây là nguyên tố siêu urani thứ sáu được tổng hợp, và là một trong các nguyên tố có khối lượng nguyên tử cao nhất. Tên gọi của nó được đặt theo tên của tiểu bang và trường đại học California.
Californi chủ yếu được sử dụng trong một số ứng dụng tận dụng các ưu thế của nó như phát xạ neutron mạnh. Ví dụ, trong khởi động các lò phản ứng hạt nhân, trị ung thư, và phát hiện chất nổ và độ mỏi kim loại. Nó cũng được sử dụng trong khai thác dầu bằng việc đo carota giếng khoan, tối ưu hóa các nhà máy phát điện dùng than, và các cơ sở sản xuất xi măng. Nguyên tố 118 được tổng hợp bằng cách bắn phá hạt nhân californi-249 bằng các ion calci-48.
Đặc điểm

Californi là một kim loại actini màu trắng bạc tồn tại ở ba dạng. Nguyên tố này bị mờ xỉ chậm trong không khí ở nhiệt độ phòng, và tốc độ tăng dần khi độ ẩm tăng. Các tính chất hóa học của nó được dự đoán là tương tự với dysprosi và nó có hóa trị là 4, 3, 2. Californi phản ứng khi nung nóng với hydro, nitơ hoặc chalcogen và bị oxy hóa khi nung nóng trong không khí; các phản ứng với các hydrit khô và dung dịch acid vô cơ diễn ra nhanh.
Californi-252 (chu kỳ bán rã 2,645 năm) phát xạ neutron rất mạnh và gây nguy hiểm. Một microgram phát xạ liên tục 2,314 triệu neutron/giây và một gam phát ra 39 watt nhiệt. Californi 249 được tạo ra từ phân rã beta của berkeli-249 và hầu hết các đồng vị californi khác được tạo ra từ berkeli bức xạ neutron mạnh trong lò phản ứng hạt nhân.
Californi phá vỡ khả năng tạo hồng cầu của cơ thể thông qua tích lũy sinh học trong mô xương. Nguyên tố này không đóng vai trò sinh học quan trọng trong bất kỳ cơ thể sinh vật nào do độ phóng xạ mạnh và có nồng độ thấp trong môi trường.
Nguyên tố này có hai dạng kết tinh: dạng α sáu phương kép bó chặt tồn tại dưới 900 °C với mật độ 15,10 g/cc và β lập phương tâm mặt với mật độ 8,74 g/cc. Californi kim loại chưa được điều chế. Chỉ có californi-249 là thích hợp cho nghiên cứu hóa học.
Hóa học

Có ít hợp chất californi được tạo ra và nghiên cứu. Ion californi duy nhất ổn định trong dung dịch là cation Cf(III). Hai trạng thái oxy hóa khác là IV (chất oxy hóa mạnh) và II. Nếu các vấn đề tồn tại của nguyên tố có thể giải quyết được thì CfBr2 và CfI2 có thể là ổn định.
Trạng thái oxy hóa III đặc trưng cho californi(III) oxide (vàng lục, Cf2O3), californi(III) fluoride (lục sáng, CfF3) và californi(III) iod (vàng chanh, CfI3). Các trạng thái oxy hóa +3 khác là dạng sulfide và Cp3Cf. Californi(IV) oxide (nâu đen, CfO2), californi(IV) fluoride (lục, CfF4) đặc trưng cho trạng thái oxy hóa IV. Trạng thái II được đặc trưng bởi californi(II) bromide (vàng, CfBr2) và californi(II) iodide (tím sẫm, CfI2).
Californi (III) chloride (CfCl3) là hợp chất màu lục ngọc lục bảo theo cấu trúc sáu phương và có thể được điều chế bằng cách cho Cf2O3 phản ứng với acid clohydric ở 500 °C. sau đó CfCl3 được dùng để tạo ra tri-iodide màu vàng cam CfI3, chất này có thể bị khử từ từ thành di-iodide màu tím-oải hương CfI2.
Nung nóng sulfat trong không khí ở khoảng 1200 °C và sau đó khử bằng hydro ở 500 °C tạo ra sesquioxide (Cf2O3). Hiđroxide Cf(OH)3 và trifluoride CfF3 có khả năng hòa tan nhỏ.
Cát Đình Toại

| Cát Đình Toại 葛庭燧 |
| --- | --- |
Tượng của Cát Đình Toại
Sinh: (1913-05-03)3 tháng 5, 1913 Bồng Lai, Sơn Đông
Mất: 29 tháng 4, 2000(2000-04-29) (86 tuổi)
Học vị: Đại học Thanh Hoa (B.S.), Đại học Yên Kinh (M.S.), Đại học California tại Berkeley (Ph.D)
Nổi tiếng vì: Con lắc Kê, Hao mòn ma sát biên giới hạt
Phối ngẫu: Hà Di Trinh
Giải thưởng: Giải thưởng Zener (1989), Giải thưởng Robert F. Mehl (1999)
Sự nghiệp khoa học
Ngành: Vật lý
Nơi công tác: Đại học Chicago, Hiệp hội Max Planck, INSA Lyon, Viện Khoa học Trung Quốc
 
Cát Đình Toại (tiếng Trung: 葛庭燧; bính âm: Gê Tíngsùi; Wade–Giles: Kê T'íng-suì; 3 tháng 5 năm 1913 - 29 tháng 4 năm 2000), còn được gọi là T.S. Kê, là một nhà khoa học Trung Quốc nổi tiếng với những đóng góp của ông trong nội ma sát, sự đàn hồi, vật lý trạng thái rắn và luyện kim. Ông là thành viên của Viện Khoa học Trung Quốc, được biết đến với con lắc kiểu Kê và ao mòn ma sát biên giới hạt Kê được đặt tên theo ông. Vào tháng 3 năm 1982, ông thành lập Viện Vật lý trạng thái rắn ở Hợp Phì, An Huy, Trung Quốc.
Tiểu sử

Cát Đình Toại sinh ra ở Bồng Lai, tỉnh Sơn Đông. Ông đã được nhận vào Đại học Thanh Hoa vào năm 1930 nhưng bị bệnh phổi đòi hỏi ông phải nghỉ ngơi trong hai năm, nơi ông nhận được một bằng cử nhân vật lý vào năm 1937. Ông đã nhận được bằng thạc sĩ vật lý tại Đại học Yên Kinh năm 1940. Vào tháng 7 năm 1941, ông kết hôn với Hà Di Trinh ở Thượng Hải và tháng sau họ cùng nhau đi đến California. Ông nhận bằng tiến sĩ vật lý sau khi chỉ theo đuổi nó trong hai năm tại Đại học California tại Berkeley năm 1943. Trong những năm 1943-1945 và 1945-1949, tương ứng, ông làm việc như một nhân viên tại Viện Công nghệ Massachusetts và cộng tác nghiên cứu tại Đại học Chicago.
Năm 1949, ông trở về Trung Quốc và trở thành một giáo sư vật lý tại Đại học Thanh Hoa và một nghiên cứu viên tại Phòng thí nghiệm Vật lý Ứng dụng của Viện Hàn lâm Khoa học Trung Quốc (CAS). Vào tháng 10 năm 1952, ông chuyển đến Thẩm Dương để tham gia vào việc thành lập Viện nghiên cứu kim loại của CAS như là một liên kết nghiên cứu, nơi ông trở thành phó giám đốc 1961-1981. Năm 1955, ông được bầu làm hội viên hàn lâm viện của CAS và trở thành một thành viên của Ủy ban Toán học và Vật lý của CAS. Năm 1980, ông được chuyển đến Hợp Phì để thành lập chi nhánh Hợp Phì của CAS, nơi ông giữ chức phó giám đốc và sau đó trở thành người đứng đầu Viện Vật lý trạng thái rắn thành lập vào tháng 3 năm 1982.
Năm 1979, ông là giáo sư thỉnh giảng tại Học viện Max-Planck Metallforschung ở Đức, và vào năm 1980 là một giáo sư thỉnh giảng tại Học viện Khoa học Ứng dụng Quốc gia Lyon ở Pháp.
Nghiên cứu

Năm 1945, ông bắt đầu nghiên cứu về nội ma sát và tính chất đàn hồi trong kim loại tại Đại học Chicago, nơi ông hoàn thành các nghiên cứu tiên tiến về nghỉ biên giới hạt và nghỉ không tuyến tính anelastic liên quan đến tương tác giữa các khuyết điểm điểm và trật khớp. Công việc này tiếp tục sau khi ông trở về Trung Quốc vào năm 1949, nơi ông đã nghiên cứu sâu hơn nữa. Con lắc xoắn kiểu Kê mang tên của ông cũng như hao mòn ma sát biên giới của hạt Kê. Ông cũng đã đề xuất mô hình biên hạt cho các nhóm nguyên tử rối loạn. Ông cũng tham gia Dự án Manhattan và các dự án Radar tầm xa.
Giải thưởng

Giáo sư Cát Đình Toại là người nhận nhiều giải thưởng quốc gia và quốc tế như Giải thưởng Zener năm 1989 và Giải thưởng Robert Franklin Mehl năm 1999 (được coi là giải thưởng quốc tế cao nhất trong lĩnh vực khoa học vật liệu).
Kalyan-Dombivali

| Kalyan-Dombivali |
| --- | --- |

Kalyan-Dombivali
Quốc gia:  Ấn Độ
Bang: Maharashtra
Dân số (2001)
 • Tổng cộng: 1,193,266
Múi giờ: UTC+05:30
Mã điện thoại: 251
Kalyan-Dombivali là một thành phố và là nơi đặt hội đồng thành phố (municipal corporation) của quận Thane thuộc bang Maharashtra, Ấn Độ.
Nhân khẩu

Theo điều tra dân số năm 2001 của Ấn Độ, Kalyan-Dombivali có dân số 1.193.266 người. Phái nam chiếm 53% tổng số dân và phái nữ chiếm 47%. Kalyan-Dombivali có tỷ lệ 80% biết đọc biết viết, cao hơn tỷ lệ trung bình toàn quốc là 59,5%: tỷ lệ cho phái nam là 84%, và tỷ lệ cho phái nữ là 75%. Tại Kalyan-Dombivali, 12% dân số nhỏ hơn 6 tuổi.
Singye

| Singye> Chuyển tự Tiếng Triều Tiên |
| --- | --- |
 • Hangul: 신계군
 • Hanja: 新溪郡
 • Romaja quốc ngữ: Singye-gun
 • McCune–Reischauer: Sin’gye-kun
 
 
 
 Vị trí tại Hwanghae Bắc
Singye
Quốc gia: Hàn Quốc
Diện tích
 • Tổng cộng: 721,8 km² km2 (Lỗi định dạng: giá trị đầu vào không hợp lệ khi làm tròn mi2)
Dân số (2008)
 • Tổng cộng: 78,573 người
Singye (Hán Việt: Tân Khê) là một huyện thuộc tỉnh Hwanghae Bắc tại Cộng hòa Dân chủ Nhân dân Triều Tiên. Huyện giáp với Koksan và Suan ở phía bắc, giáp với Pongsan và Sohung ở phía tây, giáp với Kumchon và Tosan ở phía nam, giáp với tỉnh Kangwon ở phía đông. Năm 2008, dân số của huyện Singye là 78.573 người (37.153 nam và 41.420 nữ), trong đó dân số đô thị là 24.183 người (30,8%), dân số nông thôn là 54.390 người (69,2%).
Anak, Hwanghae Nam

| Anak, Hwanghae Nam> Chuyển tự Tiếng Triều Tiên |
| --- | --- |
 • Hangul: 안악군
 • Hanja: 安岳郡
 • Romaja quốc ngữ: Anak-gun
 • McCune–Reischauer: Anak-gun
 • Hán Việt: An Nhạc quận
 
 

 

Anak, Hwanghae Nam
Quốc gia: Hàn Quốc
Phân cấp hành chính: 1 ŭp, 26 ri
Diện tích
 • Tổng cộng: 386 km² km2 (Lỗi định dạng: giá trị đầu vào không hợp lệ khi làm tròn mi2)
Dân số (2008)
 • Tổng cộng: 125.924 người
Anak (Hán Việt: An Nhạc) là một huyện của tỉnh Hwanghae Nam tại Cộng hòa Dân chủ Nhân dân Triều Tiên. Diện tích của huyện là 386,071 km², dân số năm 2008 là 125.924 người, trong đó có 58.870 nam và 67.054 nữ, số dân cư đô thị là 28.314 (22,5%) và dân cư nông thôn là 97.610 người (77,5%).
Địa lý

Anak có ranh giới ở phía đông với Chaeryong, phía nam là Sinchon, phía tây là Samchon và Unryul còn phía bắc là Unchon. Anak nhìn chung là bằng phẳng mặc dù có nhiều đồi núi ở phía tây. Điểm cao nhất trong huyện là núi Kuwŏl cao 954 mét.
Anak rất nổi tiếng do nơi đây có các ngôi mộ thời kỳ Cao Câu Ly, nổi tiếng nhất trong đó là Phần mộ Anak Số 3. Tất cả các phần mộ được coi là một phần của Quần thể lăng mộ Cao Câu Ly, là một Di sản thế giới của UNESCO. Huyện cùng là nơi có ngôi chùa Woljongsa được hình thành từ năm 846. Huyện chỉ có thể tiếp cận bằng đường bộ.