stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Thiên hà
Các loại và hình thái

Bài chi tiết: Phân loại hình thái thiên hà
Các thiên hà có ba kiểu hình thái chính: elip, xoắn ốc, và dị thường. Ngoài ra cách miêu tả chi tiết hơn cấu trúc thiên hà dựa trên hình dáng của chúng được Hubble nêu trong dãy phân loại của ông. Vì dãy này hoàn toàn dựa trên hình thái biểu kiến của thiên hà, cách phân loại này không thể hiện được một số đặc tính quan trọng của thiên hà như tốc độ hình thành sao (trong các thiên hà bùng nổ sao) và sự hoạt động tại trung tâm (trong thiên hà hoạt động).
Các loại và hình thái > Thiên hà elip

Bài chi tiết: Thiên hà elip
Hệ thống phân loại Hubble đánh giá thiên hà elip dựa trên cơ sở hình dáng elip của chúng, đi từ E0, với thiên hà có dạng gần hình cầu, cho đến E7, với hình dáng thuôn dài. Những thiên hà này giống với khối ellipsoid khiến cho chúng hiện ra như là hình elip khi nhìn dưới một góc. Hình thái này thể hiện rất ít đặc điểm về cấu trúc và thường có tương đối ít vật chất liên sao trong thiên hà elip. Hệ quả là những thiên hà này có ít các cụm sao phân tán và tốc độ sản sinh các ngôi sao mới là thấp. Thay vào đó trong các thiên hà này chứa phần lớn các ngôi sao già trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa, quay xung quanh khối tâm hấp dẫn chung theo những hướng ngẫu nhiên. Các ngôi sao này chứa lượng nhỏ các nguyên tố nặng bởi vì sự hình thành sao giảm đi sau quá trình bùng nổ ban đầu. Trong khía cạnh này các thiên hà elip có tính chất tương tự như các cụm sao cầu nhỏ hơn rất nhiều.
Các thiên hà lớn nhất trong vũ trụ quan sát được là các thiên hà elip. Các nhà thiên văn học tin rằng nhiều thiên hà elip hình thành từ quá trình tương tác giữa các thiên hà, kết quả của sự va chạm hay sáp nhập thiên hà. Dẫn tới chúng có thể lớn đến một kích thước khổng lồ (so với các thiên hà xoắn ốc chẳng hạn), và các thiên hà elip khổng lồ thường nằm gần trung tâm của các đám thiên hà lớn. Thiên hà bùng nổ sao hình thành từ va chạm thiên hà và theo thời gian có thể hình thành lên thiên hà elip.
Các loại và hình thái > Các hình thái khác

Thiên thể Hoag, một kiểu thiên hà hình vòng
NGC 5866, thiên hà hình hạt đậu
Thiên hà dị thường là những thiên hà có cấu trúc bất thường do tương tác thủy triều với những thiên hà khác. Chẳng hạn như thiên hà hình vòng có cấu trúc giống một vòng đai chứa các sao và môi trường khí xung quanh một lõi trần trụi. Thiên hà hình vòng có khả năng hình thành khi có một thiên hà nhỏ hơn chuyển động vượt qua trung tâm của một thiên hà xoắn ốc. Những sự kiện này có thể đã xảy đến với thiên hà Tiên Nữ, bởi khi quan sát nó dưới bước sóng hồng ngoại các nhà thiên văn nhận ra nó có cấu trúc như nhiều vòng đồng tâm xếp lồng vào nhau.
Thiên hà hình hạt đậu là thiên hà có dạng cấu trúc trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn ốc. Nó được Hubble xếp vào kiểu S0, với cấu trúc khó phân biệt một cách rõ ràng các nhánh xoắn ốc và với một quầng hình elip chứa các ngôi sao. (Thiên hà hình hạt đậu trần có kiểu phân loại Hubble là SB0.)
Ngoài những phân loại theo hình thái nêu ra ở trên, có một số kiểu thiên hà không thể phân loại trực tiếp thành thiên hà elip hoặc thiên hà xoắn ốc. Chúng được xếp vào nhóm thiên hà dị thường. Thiên hà kiểu Irr-I có một số đặc điểm cấu trúc nhưng không khớp hoàn toàn với một trong số kiểu phân loại của sơ đồ Hubble. Thiên hà kiểu Irr-II hoàn toàn không có một đặc điểm nào giống trong cách phân loại Hubble và có thể chúng từng bị xé toạc ra bởi các va chạm thiên hà. Ví dụ về những thiên hà (lùn) dị thường nằm ở gần bao gồm Đám mây Magelland.
Các loại và hình thái > Thiên hà lùn

Bài chi tiết: Thiên hà lùn
Mặc dù nhiều thiên hà nổi bật lên với cấu trúc xoắn ốc hoặc dạng elip, phần lớn các thiên hà trong Vũ trụ có kích thước nhỏ bé. Những thiên hà lùn này tương đối nhỏ khi so sánh với một số thiên hà khác, chẳng hạn như chúng có kích thước bằng một phần trăm đường kính của Ngân Hà và chứa chỉ vài tỷ ngôi sao. Gần đây các nhà thiên văn học khám phá ra thiên hà lùn siêu compact có đường kính chỉ khoảng 100 parsec.
Nhiều thiên hà lùn có thể coi là chuyển động trên quỹ đạo quanh một thiên hà lớn hơn, ví dụ như Ngân Hà có ít nhất một tá các thiên hà vệ tinh kiểu này và ước lượng còn khoảng 300–500 thiên hà vệ tinh chưa được phát hiện. Việc phân loại thiên hà lùn cũng theo cách phân loại ở trên, với các thiên hà lùn elip, thiên hà lùn xoắn ốc và thiên hà lùn dị thường. Do một số thiên hà lùn elip nhìn khá giống với các thiên hà elip nên chúng còn được gọi dưới cái tên thiên hà lùn phỏng cầu.
Một nghiên cứu bao gồm 27 thiên hà lân cận với Ngân Hà cho kết quả ở mọi thiên hà lùn có tập trung khối lượng xấp xỉ 10 triệu lần khối lượng Mặt Trời, cho dù thiên hà có chứa hàng nghìn hay hàng triệu ngôi sao. Điều này dẫn đến khả năng là ở phần lớn các thiên hà có tồn tại dạng vật chất tối chứa và bao xung quanh chúng.
Đặc điểm hoạt động và tính động lực > Tương tác thiên hà

Bài chi tiết: Tương tác thiên hà
Các thiên hà lân cận thường có sự tương tác hấp dẫn với nhau, và đặc tính này đóng một vai trò quan trọng trong sự hình thành và tiến hóa thiên hà. Hai thiên hà chưa hoàn toàn va chạm vào nhau cũng gây ra sự xáo trộn trong cấu trúc của chúng do lực thủy triều hấp dẫn, dẫn đến sự trao đổi khí và bụi.
Va chạm xảy ra khi hai thiên hà chuyển động qua trực tiếp nhau và chúng có động lượng tương đối lớn để sự kiện sáp nhập không xảy ra. Các ngôi sao trong những thiên hà tương tác này nói chung sẽ không va chạm vào nhau do khoảng cách giữa các ngôi sao là khá lớn.Tuy nhiên, đám mây khí và bụi của các thiên hà sẽ tương tác và hòa trộn vào nhau. Hiệu ứng này giúp thúc đẩy sự hình thành các ngôi sao trẻ do môi trường liên sao trở lên hỗn độn và bị nén lại. Sự kiện va chạm có thể làm méo mó nghiêm trọng hình dáng của một hay cả hai thiên hà, hình thành lên cấu trúc thanh, vòng đai hoặc dạng đuôi ở các thiên hà.
Nếu hai thiên hà va chạm không có động lượng đủ lớn để thắng lực hấp dẫn giữa chúng, sau một thời gian chúng sẽ sáp nhập với nhau để hình thành nên một thiên hà lớn hơn. Sự kiện sáp nhập làm thay đổi lớn hình thái của thiên hà so với hình dáng ban đầu của chúng. Trong trường hợp có một thiên có khối lượng lớn hơn và kích thước lớn hơn, sẽ dẫn tới hiệu ứng "thiên hà ăn thịt": thiên hà lớn sẽ chỉ bị thay đổi rất ít về hình thái, trong khi thiên hà nhỏ hơn bị hòa trộn hoàn toàn vào thiên hà lớn. Ngân Hà hiện tại cũng đang trong quá trình hút và hòa trộn các thiên hà nhỏ bao gồm thiên hà lùn elip Nhân Mã và thiên hà lùn Đại Khuyển.
Đặc điểm hoạt động và tính động lực > Thiên hà bùng nổ sao

Bài chi tiết: Thiên hà bùng nổ sao
Các sao hình thành trong thiên hà từ một đám mây khí lạnh tạo nên đám mây phân tử khổng lồ. Ở một số thiên hà có tốc độ hình thành sao khá lớn, và các nhà thiên văn học gọi chúng là thiên hà bùng nổ sao. Với tốc độ sản sinh sao như thế, chúng sẽ tiêu thụ hết lượng khí trong môi trường liên sao trong khoảng thời gian nhỏ hơn độ tuổi của thiên hà. Do vậy hoạt động bùng nổ sản sinh sao chỉ diễn ra trong khoảng 10 triệu năm, quãng thời gian tương đối ngắn trong lịch sử phát triển của một thiên hà. Thiên hà bùng nổ sao đã từng rất phổ biến trong thời gian sớm của Vũ trụ, và hiện tại, một số thiên hà vẫn đóng góp vào khoảng 15% tổng lượng sản sinh sao.
Thiên hà bùng nổ sao có đặc trưng ở sự tập trung bụi và khí cũng như sự có mặt của những ngôi sao mới hình thành, bao gồm những ngôi sao lớn làm ion hóa các đám mây xung quanh nó tạo ra những vùng H II. Những ngôi sao lớn này có thời gian tồn tại ngắn và ở cuối giai đoạn tiến hóa nó kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh, tạo ra vùng tàn dư siêu tân tinh tương tác với vùng khí bao xung quanh nó. Những vụ nổ như thế này tạo ra sản phẩm các nguyên tố nặng hòa trộn vào không gian liên sao và trở thành những viên gạch cơ bản cho các hệ hành tinh sau này. Đến khi nguồn khí bị sử dụng hoặc tiêu tán hết lúc này hoạt động sản sinh sao với tốc độ lớn cũng kết thúc.
Hoạt động bùng nổ sao thường đi kèm với quá trình thiên hà tương tác và sáp nhập. Ví dụ điển hình cho mối quan hệ thiên hà tương tác và bùng nổ sao là ở thiên hà M82 khi nó đang chuẩn bị cho sự va chạm với thiên hà lớn hơn là M81. Ở các thiên hà dị thường các vùng hoạt động sản sinh sao tập trung tại những nút nhỏ trong chúng.
Đặc điểm hoạt động và tính động lực > Nhân hoạt động

Bài chi tiết: Nhân thiên hà hoạt động
Trong số các thiên hà mà chúng ta quan sát được có một nhóm thiên hà hoạt động, nghĩa là một phần đáng kể tổng năng lượng sinh ra từ thiên hà phát từ một nguồn duy nhất thay vì từ các sao, bụi và môi trường liên sao.
Khuôn mẫu cho mô hình nhân thiên hà hoạt động dựa trên một đĩa bồi tụ tạo thành xung quanh các hố đen siêu nặng ở vùng lõi. Bức xạ từ một nhân thiên hà hoạt động sinh ra từ năng lượng hấp dẫn của vật chất ở đĩa khi rơi vào hố đen này. Trong khoảng 10% những thiên thể như vậy tồn tại cặp chùm tia/hạt năng lượng cao phun ra theo hướng ngược nhau từ trung tâm thiên hà với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Người ta vẫn chưa hiểu rõ cơ chế sinh ra những tia này.
Các thiên hà hoạt động phát ra bức xạ năng lượng cao dưới dạng tia X được gọi là Thiên hà Seyfert hoặc quasar, phụ thuộc vào độ sáng của nó. Các blazar là những thiên hà hoạt động với chùm tia tương đối tính hướng về phía Trái Đất. Thiên hà vô tuyến phát ra các bức xạ vô tuyến từ chùm tia tương đối tính này. Các loại thiên hà hoạt động này được thống nhất trong một mô hình với cách giải thích sự khác nhau giữa chúng là do góc quan sát từ Trái Đất.
Một hiện tượng khác có thể liên quan tới nhân thiên hà hoạt động (cũng như bùng nổ sao) là các vùng vạch phát xạ hạt nhân ion hóa thấp (LINER). Bức xạ từ các thiên hà loại LINER chủ yếu chứa các nguyên tố bị ion hóa yếu. Xấp xỉ một phần ba các thiên hà gần với chúng ta có chứa nhân LINER.
Sự hình thành và tiến hóa

Bài chi tiết: Sự hình thành và tiến hóa thiên hà
Mục tiêu của nghiên cứu sự hình thành và tiến hóa của thiên hà nhằm trả lời các câu hỏi về thiên hà đã hình thành như thế nào và con đường tiến hóa của nó trong lịch sử của Vũ trụ. Một số lý thuyết trong lĩnh vực này đã được chấp thuận rộng rãi, nhưng nó vẫn là lĩnh vực nghiên cứu sôi động trong ngành vật lý thiên văn.
Sự hình thành và tiến hóa > Sự hình thành

Mô hình vũ trụ học về thời kỳ đầu của Vũ trụ dựa trên cơ sở của lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Khoảng 300.000 năm sau sự kiện này, các nguyên tử hiđrô và heli bắt đầu hình thành trong một giai đoạn gọi là "kỷ nguyên tái kết hợp". Lúc này, gần như mọi hiđrô đều ở trạng thái trung hòa và luôn sẵn sàng hấp thụ ánh sáng, cũng như chưa có ngôi sao nào hình thành. Kết quả này dẫn đến một giai đoạn gọi là "Kỷ nguyên tối". Bắt đầu từ sự thăng giáng mật độ (hoặc sự phi đẳng hướng bất thường) trong trạng thái vật chất nguyên thủy của Kỷ nguyên tối mà các cấu trúc lớn của vũ trụ bắt đầu xuất hiện. Các vật chất baryon bắt đầu tích tụ trong quầng vật chất tối lạnh. Những cấu trúc nguyên thủy này cuối cùng hình thành lên các thiên hà như quan sát thấy ngày nay.
Chứng cứ về sự xuất hiện của thiên hà sớm được tìm thấy vào năm 2006, khi các nhà thiên văn phát hiện ra thiên hà IOK-1 có độ dịch chuyển đỏ cao bất thường bằng 6,96 tương ứng với khoảng thời gian 750 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, khiến nó trở thành một trong những thiên hà xa nhất từng được quan sát. Trong khi một số nhà khoa học đề cập rằng những thiên thể khác (như thiên hà Abell 1835 IR1916) có dịch chuyển đỏ cao hơn (và do vậy xuất hiện vào giai đoạn sớm hơn), tuổi của IOK-1 và các thành phần trong nó đã được nghiên cứu kỹ lưỡng. Tuy nhiên vào tháng 12 năm 2012, các nhà thiên văn thông báo rằng thiên hà UDFj-39546284 là một trong những thiên hà xa nhất với giá trị dịch chuyển đỏ đo được bằng 11,9. Thiên hà này tồn tại vào khoảng "380 triệu năm" sau Vụ Nổ Lớn (xảy ra khoảng 13,8 tỷ năm về trước), hay ánh sáng từ nó phải mất 13,42 tỷ năm mới đến được Trái Đất (còn khoảng cách phải lớn hơn vì vũ trụ liên tục giãn nở). Sự tồn tại sớm của những tiền thiên hà này cho thấy rằng chúng đã lớn lên từ trong "Kỷ nguyên tối".
Chi tiết của quá trình bằng cách nào mà các thiên hà đã hình thành trong vũ trụ là một câu hỏi mở có tầm quan trọng lớn trong ngành thiên văn học. Các lý thuyết có thể chia ra thành hai nhóm: từ trên - xuống và từ dưới - lên. Trong lý thuyết từ trên - xuống (như mô hình Eggen–Lynden-Bell–Sandage [ELS]), các tiền thiên hà hình thành đồng thời từ sự suy sụp của cấu trúc lớn diễn ra trong khoảng 100 triệu năm. Trong lý thuyết từ dưới - lên (như mô hình Searle-Zinn [SZ]), các cấu trúc nhỏ như cụm sao cầu hình thành trước tiên, và rồi một số thiên thể thu hút chúng lại để tạo nên một thiên hà lớn hơn.
Một khi các tiền thiên hà bắt đầu hình thành và co lại, những ngôi sao đầu tiên (gọi là sao dân số loại III) xuất hiện cùng với chúng. Những ngôi sao này chứa hoàn toàn hiđrô và heli và có thể có khối lượng rất lớn. Nếu không, những ngôi sao khổng lồ sẽ sớm tiêu thụ hết nguồn vật chất cung cấp cho chúng và nhanh chóng bùng nổ trong vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng ra các nguyên tố nặng vào môi trường liên sao. Thế hệ sao đầu tiên này chiếu bức xạ mạnh và làm ion hóa môi trường khí hiđrô trung hòa xung quanh, tạo ra những bong bóng không gian giãn nở và thông qua đó ánh sáng có thể truyền xa ra ngoài.
Sự hình thành và tiến hóa > Tiến hóa

Trong vòng một tỷ năm hình thành thiên hà, những cấu trúc quan trọng của nó bắt đầu xuất hiện. Cụm sao cầu, lỗ đen khối lượng siêu lớn ở trung tâm, vùng phình thiên hà chứa các sao loại II nghèo kim loại. Sự tạo thành lỗ đen siêu lớn dường như đóng vai trò quan trọng trong hoạt động điều hòa sự tăng trưởng của thiên hà bằng cách giới hạn tổng lượng vật chất tích tụ vào thiên hà. Trong kỷ nguyên sớm này, các thiên hà trải qua hoạt động bùng nổ sao mạnh mẽ nhất trong lịch sử tiến hóa của nó.
Trong hai tỷ năm tiếp theo, lượng vật chất tích tụ dần phân bố ổn định theo đĩa phẳng của thiên hà. Thiên hà sẽ tiếp tục hấp thụ lượng vật chất rơi vào nó từ những đám mây khí có vận tốc cao và từ các thiên hà lùn trong suốt thời gian tồn tại của nó. Lượng vật chất này chủ yếu là hiđrô và heli. Chu trình sao sinh ra và chết đi làm tăng chậm dần sự có mặt của các nguyên tố nặng hơn, cuối cùng những nguyên tố mới này tham gia vào quá trình hình thành lên các hệ hành tinh.
Phạm vi quan sát của  so với kích thước của Mặt Trăng—chứa vài nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứa hàng tỷ ngôi sao trong một vùng rất nhỏ này.
Ảnh  (2012);– mỗi đốm sáng tương ứng với một thiên hà – với một số có tuổi xấp xỉ 13,2 tỷ năm – vũ trụ quan sát được có khoảng 200 tỷ thiên hà.
cho thấy đầy đủ mọi hình thái thiên hà trong bức ảnh này – đa số các thiên hà cách xa từ 5 tới 9 tỷ năm – Các tiền thiên hà chứa những ngôi sao trẻ có tuổi hơn 9 tỷ năm.
Sự tiến hóa thiên hà có ảnh hưởng quan trọng bởi quá trình tương tác và va chạm giữa các thiên hà. Hoạt động sáp nhập thiên hà là khá thường xuyên trong suốt giai đoạn sớm của vũ trụ và đa phần các thiên hà có hình thái dị thường. Do khoảng cách giữa các ngôi sao là lớn cho lên các hệ sao trong những thiên hà va chạm sẽ không bị ảnh hưởng nhiều. Tuy nhiên, sức hút hấp dẫn tước đi khí và bụi liên sao trong các cánh tay xoắn ốc tạo nên một chuỗi dài các ngôi sao gọi là đuôi thủy triều. Thiên hà NGC 4676 là một trong số các ví dụ như thế, hoặc như ở thiên hà Antennae.
Cũng không tránh khỏi sự tương tác, Ngân Hà và thiên hà gần Tiên Nữ đang di chuyển về phía nhau với vận tốc 130 km/s, và phụ thuộc vào hướng chuyển động, hai thiên hà này sẽ va chạm với nhau trong khoảng 5 tới 6 tỷ năm nữa. Mặc dù Ngân Hà chưa từng va chạm với một thiên hà lớn nào như thiên hà Tiên Nữ, đã có nhiều chứng cứ về những va chạm của Ngân Hà với các thiên hà lùn nhỏ hơn.
Sự tương tác giữa hai thiên hà lớn như thế là một sự kiện hiếm. Theo dòng thời gian, quá trình sáp nhập của hai thiên hà có cùng kích thước trở lên ít phổ biến hơn. Hầu hết các thiên hà sáng cơ bản vẫn không thay đổi trong hàng tỷ năm qua, và tốc độ cho sự hình thành sao mới có lẽ cũng đã lên tới đỉnh điểm vào 10 tỷ năm về trước.
Sự hình thành và tiến hóa > Các xu hướng trong tương lai

Hiện tại, hầu hết sự hình thành sao xảy ra ở các thiên hà cỡ nhỏ nơi khí lạnh chưa tiêu tan hết. Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân Hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mới chừng nào chúng còn các đám mây phân tử đặc chứa hiđrô liên sao trong các cánh tay xoắn của chúng. Các thiên hà êlip vốn sẵn hầu như không có loại khí này, cho nên không còn ngôi sao mới nào tạo thêm. Nguồn cung cấp vật liệu hình thành sao là có hạn; một khi các ngôi sao đã chuyển hóa nguồn cung hiđrô sẵn có thành các nguyên tố nặng hơn, việc hình thành sao mới sẽ kết thúc.
Kỷ nguyên hình thành sao hiện tại được cho là sẽ tiếp tục trong khoảng 100 tỉ năm nữa, và sau đó "kỷ nguyên sao" sẽ dần tàn lụi sau khoảng 10 nghìn tỉ tới 100 nghìn tỉ năm (1013–1014 năm), khi các ngôi sao nhỏ nhất, sống lâu nhất trong thiên cầu của chúng ta, những sao lùn đỏ cực nhỏ, bắt đầu biến mất. Vào cuối kỷ nguyên sao, các thiên hà sẽ chỉ còn bao gồm các thiên thể đặc: sao lùn nâu, sao lùn trắng đang nguội dần hoặc các sao lùn đen), sao neutron lạnh, và các hố đen. Cuối cùng, do sự hồi phục hấp dẫn, tất cả các ngôi sao sẽ hoặc rơi vào các lỗ đen khối lượng siêu lớn ở trung tâm hoặc văng ra không gian liên thiên hà do kết quả của các vụ va chạm.
Quan sát đa tần

Ảnh UV của  Andromeda chỉ ra các vùng xanh chứa những ngôi sao trẻ khối lượng lớn.
Sau khi người ta phát hiện được sự tồn tại của các thiên hà bên ngoài Ngân Hà, những quan sát ban đầu hầu hết trong miền ánh sáng khả kiến. Bức xạ đỉnh của hầu hết các ngôi sao nằm ở vùng phổ này, cho nên quan sát các ngôi sao tạo nên các thiên hà đến giờ vẫn là một nguồn quan trọng của thiên văn quang học. Nó cũng là một vùng phổ thích hợp cho việc quan sát Vùng H II, cũng như cho việc kiểm tra sự phân bố những cánh tay bụi khí.
Bụi hiện diện trong môi trường liên sao làm cản ánh sáng khả kiến. Bức xạ hồng ngoại xa trở lên trong suốt hơn với nó, nên vùng bức xạ này có thể dùng để quan sát khu vực bên trong của các đám mây phân tử khổng lồ và các nhân thiên hà với độ chi tiết cao. Thiên văn quan sát cũng sử dụng bước sóng hồng ngoại để thu nhận dữ liệu thiên hà có dịch chuyển đỏ lớn, vốn hình thành từ sớm trong lịch sử Vũ trụ. Hơi nước và cacbon dioxide hấp thụ khá nhiều phổ hồng ngoại, do vậy các kính viễn vọng đặt ở đỉnh núi cao hoặc đặt ngoài không gian được dùng cho thiên văn hồng ngoại.
Nghiên cứu không dùng ánh sáng khả kiến đầu tiên về các thiên hà, đặc biệt là các thiên hà hoạt động, vận dụng các tần số vô tuyến. Khí quyển gần như trong suốt với sóng vô tuyến trong khoảng từ 5 MHz tới 30 GHz (tầng điện li ngăn chặn những tín hiệu dưới khoảng này). Các giao thoa kế vô tuyến cỡ lớn được sử dụng để dựng bản đồ các vật chất hoạt động phát ra từ các nhân thiên hà hoạt động. Kính viễn vọng vô tuyến cũng dùng để quan sát bức xạ có bước sóng 21 cm của hiđrô trung hòa, có thể bao gồm các vật chất trung hòa trong Vũ trụ sơ khai mà về sau bị suy sụp để tạo thành các thiên hà.
Những kính viễn vọng trong phổ UV và tia X cho phép quan sát các hiện tượng trong thiên hà diễn ra với năng lượng cao. Một chớp cực tím sẽ xuất hiện khi một ngôi sao ở một thiên hà xa bị xé thành từng mảnh bởi lực thủy triều của hố đen. Bản đồ phân bố khí nóng trong các đám thiên hà có thể lập từ việc quan sát các tia X. Thiên văn tia X đã xác nhận sự tồn tại của các lỗ đen khối lượng siêu lớn ở vùng trung tâm các thiên hà.
Chú thích

↑  Các thiên hà bên trái của biểu đồ phân loại Hubble đôi khi được phân loại thành "loại ban đầu", trong khi những thiên hà bên phải gọi là "loại sau".
↑  Thuật ngữ "thiên hà trường" đôi khi được sử dụng để chỉ một thiên hà cô lập, mặc dù cũng thuật ngữ này lại được dùng để chỉ các thiên hà không thuộc về một đám những có thể thuộc về một nhóm thiên hà.
Scolopsis trilineata

| Scolopsis trilineata> Tình trạng bảo tồn |
| --- | --- |
 Ít quan tâm  (IUCN 3.1)
Phân loại khoa học 
Vực:: Eukaryota
Giới:: Animalia
Ngành:: Chordata
Lớp:: Actinopterygii
Bộ:: Acanthuriformes
Họ:: Nemipteridae
Chi:: Scolopsis
Loài:: S. trilineata
Danh pháp hai phần
Scolopsis trilineata Kner, 1868

Các đồng nghĩa
 Scolopsis trilineatus Kner, 1868
Scolopsis trilineata là một loài cá biển thuộc chi Scolopsis trong họ Cá lượng. Loài cá này được mô tả lần đầu tiên vào năm 1868.
Từ nguyên

Từ định danh trilineata được ghép bởi hai âm tiết trong tiếng Latinh: tri ("ba") và lineata ("có sọc"), hàm ý đề cập đến 3 sọc trắng từ đầu ngược ra vây lưng ở cá trưởng thành của loài này.
Phân bố

Từ đảo Đài Loan, S. trilineata có phân bố trải dài về phía nam đến bờ bắc Úc, giới hạn phía tây đén các đảo phía đông Indonesia, về phía đông đến quần đảo Samoa và Tonga. S. trilineata cũng được ghi nhận ở vùng biển Việt Nam.
S. trilineata sống trên nền cát trong đầm phá và gần các ám tiêu, độ sâu đến khoảng 20 m. Chúng cũng được tìm thấy ở rừng ngập mặn, nơi mà cá con sinh sống tập trung ở vùng rìa.
Mô tả

Chiều dài cơ thể lớn nhất được ghi nhận ở S. trilineata là 25 cm. Cơ thể màu trắng bạc, thân trên hơi sẫm nâu. Vảy ha bên thân có tâm màu trắng xanh. Có 3 sọc trắng từ mõm ngược lên vây lưng.
Số gai vây lưng: 10; Số tia vây lưng: 9; Số gai vây hậu môn: 3; Số tia vây hậu môn: 7; Số gai vây bụng: 1; Số tia vây bụng: 5.
Sử dụng

S. trilineata xuất hiện với số lượng nhỏ trong các chợ cá, chủ yếu được đánh bắt thủ công.
Effingham, Kansas

| Effingham, Kansas |
| --- | --- |
—  Thành phố  —
 

 
 Vị trí trong Quận Atchison, Kansas
 Vị trí tiểu bang Kansas ở Hoa Kỳ
Effingham, Kansas
Quốc gia: Hoa Kỳ
Tiểu bang: Kansas
Quận: Quận Atchison
Dân số (2010)
 • Tổng cộng: 546
 • Mùa hè (DST): CDT (UTC-5)
Effingham là một thành phố thuộc quận Atchison, tiểu bang Kansas, Hoa Kỳ. Năm 2010, dân số của xã này là 546 người.
Dân số

Dân số các năm:
Năm 2000: 588 người
Năm 2010: 546 người
Base64

Trong lập trình, Base64 là nhóm lược đồ mã hóa nhị phân thành văn bản đại diện cho dữ liệu nhị phân (cụ thể hơn là chuỗi byte 8 bit) ở định dạng chuỗi ASCII bằng việc dịch dữ liệu sang biểu diễn cơ số 64. Thuật ngữ Base64 bắt nguồn từ một mã hóa truyền nội dung MIME. Mỗi chữ số Base64 không phải là đại diện cuối cùng cho chính xác 6 bit dữ liệu. Do đó, ba byte 8 bit (24 bit) có thể được biểu diễn bằng bốn chữ số Base64 6 bit.
Thông thường tất cả các lược đồ mã hóa nhị phân thành văn bản, Base64 được thiết kế để mang dữ liệu được lưu trữ ở định dạng nhị phân qua các kênh chỉ hỗ trợ nội dung văn bản một cách đáng tin cậy. Base64 đặc biệt phổ biến trên World Wide Web trong đó các công dụng của nó bao gồm khả năng đính các tệp hình ảnh hoặc các nội dung nhị phân khác vào bên trong các nội dung văn bản như tệp HTML và CSS.
Base64 cũng được sử dụng rộng rãi để gửi các tệp đính kèm email. Điều này bắt buộc vì SMTP chỉ được thiết kế để vận chuyển các ký tự ASCII 7-bit. Chi phí phải trả cho mã hóa này là 33–36% (33% bởi chính mã hóa; thêm tối đa 3% do ngắt dòng được chèn).
Thiết kế

Bộ 64 ký tự cụ thể được chọn để đại diện cho các giá trị 64 chữ số cho cơ sở khác nhau giữa các lần triển khai. Chiến lược chung là chọn 64 ký tự phổ biến cho hầu hết các bảng mã và cũng có thể in được. Sự kết hợp này khiến dữ liệu khó có thể bị sửa đổi khi truyền qua các hệ thống thông tin, chẳng hạn như email, theo truyền thống không phải là 8-bit clean. Ví dụ, triển khai Base64 của MIME, ta sử dụng A-Z, a-z, và 0-9 cho 62 giá trị đầu tiên. Các biến thể khác chia sẻ thuộc tính này nhưng khác nhau về các ký hiệu được chọn cho hai giá trị cuối cùng; một ví dụ là UTF-7.
Các trường hợp sớm nhất của kiểu mã hóa này được tạo ra để liên lạc quay số giữa các hệ thống chạy cùng một hệ điều hành. Ví dụ: uuencode cho UNIX và BinHex cho TRS-80 (sau này được điều chỉnh cho Macintosh), và do đó có thể đưa ra nhiều giả định hơn về những ký tự nào an toàn để sử dụng. Ví dụ: uuencode sử dụng chữ hoa, chữ số và nhiều ký tự dấu câu, nhưng không sử dụng chữ thường.