stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Nhóm đơn bội O-M175
Nguồn gốc

Nhóm đơn bội O-M175 là một nhóm đơn bội bắt nguồn từ nhóm đơn bội NO1-M214, xuất hiện lần đầu tiên theo các học thuyết khác nhau, ở Đông Nam Á (xem Rootsi 2006, TMC & ?, Shi 2005 và Bradshaw?) hay ở Đông Á (xem ISOGG 2012) từ 28.000 đến 41.000 năm trước nếu theo Scheinfeldt 2006 và giữa 23.000 đến 32.000 năm trước nếu theo Yan et al. Năm 2013.
Phân bố

Nhóm đơn bội này xuất hiện ở 80-90% dân số ở Đông Á và Đông Nam Á, nó gần như là dành riêng cho khu vực này. O-M175 hầu như không được tìm thấy ở Tây Siberia, Tây Á, Châu Âu, phần lớn châu Phi và châu Mỹ, nơi nào khác (ngoài Đông Á và Đông Nam Á) có hiện diện của nhóm đơn bội này thì đó có thể là kết quả của sự di cư gần đây. Một số phân lớp con của nhóm đơn bội O-M175 có tần số đáng kể trong các quần thể người ở Nam Á, Trung Á và Châu Đại Dương. Sự có mặt đáng kể của nhóm đơn bội O-M50 và O-MSY2.2 (xM50) được tìm thấy trong quần thể người nói tiếng Bantu của vùng Comoros,trong khi O-M50 và O-M95 (xM88) thì xuất hiện ở người Malagasy của Madagascar.
Phân bố > Cận nhóm O-M175

Một cuộc điều tra rộng về sự biến dị nhiễm sắc thể Y giữa các quần thể người ở vùng trung tâm Eurasia đã tìm thấy nhóm đơn bội O-M175 (xM119, M95, M122) vào khoảng 31% (14/45) so với người Triều Tiên và trong các tỷ lệ so sánh nhỏ hơn là Tatarari Crimea (1/22 = 4.5%), Tajiks (1/16 = 6.25% Dushanbe, 1/40 = 2.5% Samarkand), Uyghurs (2/41 = 4.9%), Uzbek (1/68 = 1.5% Surkhandarya, 1/70 = 1.4% Khorezm), Kazakhs (1/54 = 1,9%) (Wells 2001). Tuy nhiên, gần như tất cả các nhiễm sắc thể Y của người Hàn Quốc O-M175 (xM119, M95, M122) có thể thuộc về nhóm đơn bội O-M176, và các nghiên cứu sau này không hỗ trợ phát hiện Paragroup O-M175 (Xue 2005, Kim 2011). O-M175 (xM119, M95, M122) Y-nhiễm sắc thể đã được tìm thấy trong số những quần thể này do đó có thể thuộc về nhóm đơn bội O-M268 * (xM95, M176) hoặc nhóm đơn bội O-M176.
Một nghiên cứu được công bố vào năm 2013 đã tìm thấy O-M175 (xM119, M95, M176, M122) Y-DNA ở người Iran (0,055%) tại  Teheran, người Tajiks (0,054%) thuộc tỉnh Badakhshan, người Mông Cổ (0,01%) ở Tây Bắc Mongolia, trong khi O-M176 chỉ có ở người Mông Cổ đến từ đông bắc Mongolia.
Cyclodomorphus branchialis

| Cyclodomorphus branchialis> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Chordata
Lớp (class): Reptilia
Bộ (ordo): Squamata
Phân bộ (subordo): Lacertilia
Họ (familia): Scincidae
Chi (genus): Cyclodomorphus
Loài (species): C. branchialis
Danh pháp hai phần
Cyclodomorphus branchialis (Günther, 1867) 
Cyclodomorphus branchialis là một loài thằn lằn trong họ Scincidae. Loài này được Günther mô tả khoa học đầu tiên năm 1867.
Chú thích

↑  “Cyclodomorphus branchialis”. The Reptile Database. Truy cập ngày 31 tháng 5 năm 2013.
Cassephyra sordidata

| Cassephyra sordidata> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Arthropoda
Lớp (class): Insecta
Bộ (ordo): Lepidoptera
Họ (familia): Geometridae
Chi (genus): Cassephyra
Loài (species): C. sordidata
Danh pháp hai phần
Cassephyra sordidata Warren 1907 
Cassephyra sordidata là một loài bướm đêm trong họ Geometridae.
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 24 tháng 9 năm 2012.
Abacetus quadrinotatus

| Abacetus quadrinotatus |
| --- | --- |

Phân loại khoa học 
Vực:: Eukaryota
Giới:: Animalia
Ngành:: Arthropoda
Lớp:: Insecta
Bộ:: Coleoptera
Họ:: Carabidae
Chi:: Abacetus
Loài:: A. quadrinotatus
Danh pháp hai phần
Abacetus quadrinotatus Chaudoir, 1869

Abacetus quadrinotatus là một loài bọ chân chạy thuộc phân họ Pterostichinae. Loài này được Maximilien Chaudoir mô tả lần đầu năm 1869.
Kính thiên văn Chân trời sự kiện
Nguồn gốc

Thuyết tương đối rộng tiên đoán sự tồn tại của lỗ đen, và các nhà thiên văn đã quan sát thấy dấu hiệu cho sự tồn tại của những thiên thể đậm đặc khối lượng lớn trong vũ trụ, tuy vậy vẫn chưa chắc chắn chúng là những lỗ đen. Hơn nữa, mặc dù về mặt lý thuyết các hố đen đã được cộng đồng khoa học và công chúng chấp nhận rộng rãi, bản chất và cơ chế tạo nên nhiều hiện tượng liên quan tới hố đen vẫn còn cần phải được làm sáng tỏ. Dự án kính thiên văn chân trời sự kiện bắt đầu trong bối cảnh này. Không giống như những phương pháp khác nghiên cứu lỗ đen, như quan sát trực tiếp sóng hấp dẫn và phân tích chuyển động của các sao quay trên quỹ đạo quanh chúng, mục đích của EHT là chụp được trực tiếp hình ảnh phóng to của vùng chân trời sự kiện.
Nguồn gốc > Kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát

Thuyết tương đối rộng đã dự đoán thành công nhiều hiện tượng vượt ngoài phạm vi của cơ học cổ điển Newton, và nó đã vượt qua nhiều cuộc kiểm chứng thực hiện trên Trái Đất và trong phạm vi trường hấp dẫn yếu như ở hệ Mặt Trời. Tuy nhiên, để đánh giá thuyết tương đối rộng có phải là lý thuyết đúng miêu tả trường hấp dẫn gần với thực tế nhất, các nhà khoa học vẫn cần phải thực hiện kiểm tra các hệ quả của nó trong trường hấp dẫn mạnh. Ngay cả khi khối lượng của một lỗ đen được tính toán từ thông số quỹ đạo của các ngôi sao nằm rất gần với lỗ đen, thì mức độ ảnh hưởng tới các ngôi sao này vẫn thuộc trường hấp dẫn yếu. Công nghệ VLBI ở tần số cao được áp dụng để mở rộng phạm vi quan sát tới vùng nằm gần biên của một lỗ đen siêu khối lượng, cho phép thăm dò cấu trúc của chân trời sự kiện, do đó có thể thực hiện kiểm chứng thuyết tương đối tổng quát trong vùng trường hấp dẫn mạnh.
Nguồn gốc > Chân trời sự kiện

Sự xuất hiện hoặc không tồn tại chân trời sự kiện là một trong những chủ đề chính mà dự án EHT muốn khám phá. Về mặt lý thuyết, chân trời sự kiện là một biên giới ảo trong không thời gian (miêu tả bởi các nghiệm hay gặp nhất là nghiệm Schwarzschild hoặc nghiệm Kerr của phương trình trường Einstein) xung quanh một lỗ đen. Từ biên giới này, không một vật gì có thể thoát ra được, kể cả ánh sáng. Đối với một lỗ đen không quay, bán kính của chân trời sự kiện, gọi là bán kính Schwarzschild RS bằng 2GM/c2 với G là hằng số hấp dẫn, M là khối lượng của lỗ đen và c là tốc độ ánh sáng.
Tại biên giới này cũng nổi lên những đặc điểm mâu thuẫn giữa cơ học lượng tử và thuyết tương đối rộng. Tính chất nghịch đảo thời gian (time reversibility) là một đặc điểm cơ bản của cơ học lượng tử miêu tả các hệ vật lý; mỗi quá trình lượng tử có một quá trình nghịch với nó, mà về mặt nguyên lý có thể sử dụng để khôi phục bất kỳ thông tin nào ở thời điểm gốc ban đầu. Ngược lại, thuyết tương đối tổng quát—lý thuyết giải thích hấp dẫn là biểu hiện của độ cong không thời gian và dự đoán sự tồn tại của lỗ đen—cho rằng không tồn tại quá trình nghịch khi có thể đưa thứ gì đó trước đấy rơi vào lỗ đen quay ra trở lại bên ngoài chân trời sự kiện. Có nghĩa rằng thông tin mang bởi các hạt rơi vào trong lỗ đen sẽ bị mất mãi mãi. Mâu thuẫn trên chính là nghịch lý thông tin lỗ đen. Nếu trong trường hợp Sgr A* có một bề mặt vật lý mà không tồn tại chân trời sự kiện, thì mọi năng lượng và vật chất rơi vào sẽ làm nóng bề mặt này, và từ bề mặt này sẽ phát ra phổ bức xạ vật đen có đỉnh nhọn ở bước sóng hồng ngoại gần. Thực tế đã không quan sát thấy phổ bức xạ này. Bằng cách quan sát trực tiếp cấu trúc của vùng bức xạ quanh lỗ đen sẽ làm sáng tỏ thêm nghịch lý thông tin lỗ đen.
Nguồn gốc > Đĩa bồi tụ

Các lỗ đen lớn dần bằng quá trình hút vật chất như khí và bụi về phía chúng. Gần lỗ đen, lực hấp dẫn mạnh nén vật chất ở đĩa bồi tụ rơi vào trong thể tích càng nhỏ hơn. Quá trình này làm cho vật chất đạt tới nhiệt độ hàng tỷ độ, tạo ra nhiệt hiệu quả cao hơn 20 lần so với phản ứng tổng hợp hạt nhân, và trở thành nguồn phát năng lượng hiệu quả tiếp theo mà con người biết đến. Bức xạ từ khí nóng cuộn xoáy về lỗ đen làm cho môi trường quanh lỗ đen trở thành những đối tượng sáng nhất trong vũ trụ. Các nhà thiên văn vật lý có thể mô hình hóa vật chất bồi tụ cùng thêm một số tính chất mở rộng, nhưng họ vẫn chưa rõ làm thế nào mà dòng vật chất ở đĩa bồi tụ từ một quỹ đạo có bán kính lớn về phạm vi nằm gần chân trời sự kiện, và chính xác bằng cách nào mà cuối cùng chúng rơi vào lỗ đen. Từ trường tạo bởi các hạt mang điện chuyển động trong đĩa bồi tụ có thể đóng vai trò quan trọng đối với hành xử của đĩa. Mặc dù thế các nhà thiên văn vật lý vẫn biết rất ít về cấu trúc của trường này và làm thế nào mà cấu trúc của nó ảnh hưởng tới các đặc điểm quan sát được ở đĩa bồi tụ bao quanh hố đen.
Nguồn gốc > Tia phóng ra từ lỗ đen

Xem thêm: Tia thiên văn vật lý
Thêm một đặc điểm gây lúng túng cho các nhà thiên văn vật lý đó là họ vẫn chưa hiểu nguồn gốc của các tia phóng ra từ lỗ đen— hiện tượng trong đó các lực gần một lỗ đen siêu khối lượng bằng cách nào đó kết hợp lại đẩy vật chất phun ra ngoài với tốc độ siêu tương đối tính (lên tới 99,98 phần trăm tốc độ ánh sáng). Những tia này vươn xa đến những khoảng cách lớn, có thể kéo dài vài nghìn, hàng trăm nghìn hoặc vài triệu parsec. Các tia tương đối tính xuất phát từ phạm vi gần lỗ đen như là những chùm tia có độ chuẩn trực cao mà có thể xâu qua hệ Mặt Trời—ví như xâu chỉ qua lỗ kim thiên hà. Các nhà thiên văn vật lý không biết cơ chế nào có thể gia tốc những tia này lên tới vận tốc lớn như vậy hay thậm chí thành phần của những tia này bằng gì—có phải chúng chứa electron và proton hay electron và positron, hay về cơ bản chúng chỉ là điện từ trường mạnh? Để trả lời những câu hỏi trên và những câu hỏi liên quan, các nhà thiên văn cần quan sát trực tiếp khí và bụi trong môi trường quanh lỗ đen.
Thiết kế thí nghiệm > Đối tượng quan sát

Sagittarius A*
M87
Nhân thiên hà hoạt động
Thiết kế thí nghiệm > Bước sóng quan sát

Xem thêm: Công suất phân giải góc và Độ sâu quang
Vì cả Trái Đất và Sagittarius A* đều nằm trên mặt phẳng của đĩa Ngân Hà, do đó để tránh khí bụi liên sao và đĩa bồi tụ xung quanh lỗ đen, các nhà thiên văn phải thực hiện quan sát với bước sóng nhỏ hơn 1 mm như vẫn được sử dụng ở các dự án VLBI khác. Mặt khác hơi nước trong khí quyển Trái Đất lại hấp thụ các bức xạ điện từ có bước sóng ngắn. Giải pháp để khắc phục vấn đề này là đặt các đài quan sát trên đỉnh của các ngọn núi thuộc những cao nguyên hanh khô, như đài quan sát Atacama Large Millimeter and the Submillimeter Array (ALMA) được đặt ở sa mạc Atacama ở Chile, kính thiên văn Nam Cực (SPT) đặt ở Nam Cực. Nhưng một khi gặp thời tiết xấu (trời nhiều mây, mưa tuyết hoặc gió lớn) thì các kính thiên văn vẫn không thể hoạt động được. Dự án EHT cuối cùng đã chọn bước sóng quan sát là 1,33 và 0,87 mm. Ở bước sóng này, Ngân Hà gần như trở lên trong suốt. Khi thực hiện quan sát tại dải bước sóng này, nhằm đạt tới độ phân giải góc đủ để phát hiện chân trời sự kiện, khẩu độ mở của kính thiên văn tương ứng phải lớn tới vài nghìn kilômét, do đó dự án phải áp dụng công nghệ VLBI trên mạng lưới toàn cầu nhằm đạt được mục tiêu.
Thiết kế thí nghiệm > Mô hình và mô phỏng máy tính

Bài chi tiết: Mô hình toán học và Mô phỏng máy tính
Bản thân lỗ đen là một đối tượng được miêu tả rất đơn giản. Theo như phỏng đoán lỗ đen không có tóc (no-hair theorem), một lỗ đen được hoàn toàn miêu tả bằng ba tham số khối lượng, điện tích và sự tự quay của nó. Nhưng khi quan sát lỗ đen các nhà thiên văn gặp phải sự phức tạp ở môi trường bao quanh nó. Mặt khác nhiều đặc tính của lỗ đen (như khối lượng và sự tự quay spin của nó) có thể được xác định từ dữ liệu quan sát hành xử của vật chất bao quanh lỗ đen. Các nhà thiên văn vật lý lý thuyết đã thiết lập các mô hình và thực hiện mô phỏng máy tính dựa trên thuyết tương đối rộng. Phương trình trường Einstein dự đoán rằng kính thiên văn sẽ quan sát thấy một vùng bóng tối gần tròn bao quanh bởi đĩa bồi tụ vật chất. Hình ảnh thể hiện sự tương phản giữa biên gới sáng bên ngoài và vùng tối bên trong của chân trời sự kiện. Giống như hình ảnh gió bao quanh một nền đen. Nếu Sagittarius A* có một chân trời sự kiện, nhưng hình dạng và kích thước của vùng bóng tối sai khác so với lý thuyết dự đoán, thì khi ấy thuyết tương đối rộng cần được sửa đổi.
Theo định nghĩa, chân trời sự kiện không phát ra ánh sáng. Do vậy thật khó để có thể chụp hình biên giới này. Để quan sát lỗ đen, dự án EHT nhìn vào vùng bóng tối (silhouete) nổi bật lên trên nền bức xạ từ ảnh chụp. Theo thuyết tương đối rộng, các photon chạy theo hướng xuyên tâm ra phía ngoài lỗ đen chỉ có thể thoát khỏi trường hấp dẫn của nó nếu photon nằm bên ngoài chân trời sự kiện. Đối với những photon không chạy theo hướng xuyên tâm có thể bị bẫy ở khoảng cách lớn hơn nữa. Thực tế, bất kỳ photon nào có thành phần động lượng hướng vào phía trong cuối cùng sẽ bị rơi qua chân trời sự kiện một khi chúng băng qua quỹ đạo mặt cầu photon. Nếu có một nguồn phát photon nằm bên ngoài lỗ đen, chẳng hạn từ vật liệu nóng đang rơi vào lỗ đen, sẽ có bức xạ mà lỗ đen tạo nên vùng bóng tối (shadow, hay silhouete) mà có thể chụp ảnh được.
Kích thước của vùng bóng tối được xác định hoàn toàn bởi thuyết tương đối tổng quát. Nó nằm tại biên giới của mặt cầu quỹ đạo photon, nhưng được phóng đại lớn hơn bởi vì hiệu ứng thấu kính hấp dẫn. Đối với một lỗ đen không quay, bán kính của quỹ đạo photon bằng Rphoton = 1,5 RS và kích thước của vùng bóng tối là  R_{shadow}={\frac {\sqrt {27}}{2}}R_{S}. Đối với một lỗ đen quay, quỹ đạo photon nằm sâu hơn trong trường hấp dẫn của lỗ đen (hay bán kính nhỏ hơn). Tuy nhiên, các photon lại chịu mức độ phóng đại lớn hơn so với ở lỗ đen không quay. Kết quả là, kích thước của vùng bóng tối lỗ đen có giá trị độc lập với sự tự quay và hướng quan sát lỗ đen trong vòng 4%.
Quá trình xây dựng > Các hội nghị chuẩn bị

Đầu năm 2012, các nhà thiên văn từ khắp nơi trên thế giới lần đầu tiên đã tổ chức một hội nghị về EHT tại Tucson, Arizona, và quyết định thành lập thành một đội để lập kế hoạch liên lạc với các đài quan sát vô tuyến trên toàn cầu để quan sát chân trời sự kiện của hố đen và họ đã đặt tên dự án là Kính thiên văn Chân trời sự kiện. Phần lớn đại diện của các đài quan sát liên quan đã có mặt tại hội nghị này, nhưng chi tiết về nhân sự và nguồn lực tài chính vẫn chưa được xác định cụ thể. Tại thời điểm này, ba kính thiên văn ở California, Arizona, và Hawaii đã được kết nối với nhau thành cặp và thực hiện quan sát các thiên thể trong vài năm ở bước sóng 1,3 mm. Những hình ảnh mờ nhạt về vùng trung tâm của Ngân Hà đã được chụp để nghiên cứu các tính chất của lỗ đen. Các nhà thiên văn hi vọng giảm bước sóng quan sát xuống 0,83 mm và có thêm nhiều kính thiên văn được kết nối để mở rộng đường cơ sở và cải thiện công suất phân giải góc. Ở thời điểm đó, khoảng một chục kính thiên văn đã có khả năng quan sát ở bước sóng tương tự hoặc có thể chỉnh sửa để quan sát ở bước sóng này một cách dễ dàng. Ước tính cần vài triệu đô la Mỹ để thực hiện nâng cấp và điều chỉnh thiết bị đo ở một số kính thiên văn vô tuyến. Hệ thống 66 ăng ten của ALMA được coi là một trong những đài quan sát quan trọng đối với dự án, và với sự tham gia của ALMA sẽ giúp tăng đáng kể độ dài của đường cơ sở. Các nhà nghiên cứu EHT ở đài quan sát Haystack nhận được tài trợ 4 triệu US$ từ Quỹ Khoa học Quốc gia (National Science Foundation) để giúp ALMA trang bị các thiết bị phù hợp với VLBI và đài quan sát này đã bắt đầu tham gia vào dự án từ năm 2015. Sau đó dự án dần dần mở rộng thêm các kính thiên văn khác, ví dụ như kính thiên văn Nam Cực (SPT) được nâng cấp hoặc kính thiên văn Greenland được xây mới. Tại hội nghị năm 2012 đội EHT đã soạn thảo biên bản ghi nhớ (MOU) được các bên ký kết vào mùa hè 2012, nhưng các thử nghiệm và công việc trước đó vẫn được thực hiện dưới các điều khoản sắp xếp mang tính hình thức.
Chương trình quan sát > Global mm-VLBI Array

Dự án Mảng kính thiên văn đường cơ sở dài toàn cầu quan sát trong bước sóng millimét (Global mm-VLBI Array, GMVA) cũng là một mạng lưới kính thiên văn vô tuyến với kỹ thuật áp dụng tương tự EHT. Các đài quan sát của nó là những kính thiên văn quan sát bước sóng dưới milimét ở Hawaii và ALMA ở Chile, kính thiên văn Green Bank ở Hoa Kỳ, và nhiều kính thiên văn vô tuyến khác ở Pháp, Đức, Tây Ban Nha, Phần Lan, và Thụy Điển. Sự khác nhau ở hai dự án đó là bước sóng quan sát của GMVA là 3 mm, trong khi của EHT là 1.3 mm. Đối tượng quan sát của hai dự án đều là Sagittarius A * và M87, với GMVA quan sát đĩa bồi tụ và luồng tia tương đối tính còn EHT quan sát vùng chân trời sự kiện.
Kết quả

Một số kết quả quan trọng thu được từ 2006 đến 2019 được liệt kê ở dưới:
Nếu hố đen Sagittarius A * và M87 không có chân trời sự kiện, trong quang phổ bức xạ phát ra từ bề mặt sẽ xuất hiện đỉnh nhọn ở các bước sóng hồng ngoại gần khi vật chất từ đĩa bồi tụ cuốn rơi vào bề mặt. Tuy nhiên, EHT đã không quan sát thấy hiện tượng này, có nghĩa rằng các hố đen tồn tại chân trời sự kiện, mà được định nghĩa cho biên giới của chúng.
Các dữ liệu quan sát giúp hạn chế mô hình miêu tả lỗ đen Sagittarius A * và M87. Theo hai mô hình này, các vec tơ trục quay của chúng nghiêng tương đối so với hướng quan sát, và mép của đĩa bồi tụ nằm gần về phía Trái Đất hơn so với bề mặt của đĩa.
Thuyết tương đối rộng dự đoán trường hấp dẫn mạnh làm cho các vật ở gần lỗ đen trông như lớn hơn so với kích thước thật của chúng. Sau khi xem xét đến sự tán xạ bởi môi trường liên sao, cỡ ảnh từ bức xạ trong bước sóng milimét chụp được bởi các nhà thiên văn cho kích thước nhỏ hơn 30% so với giá trị lý thuyết. Một cách để giải thích hiện tượng này là bức xạ milimét phát ra từ đĩa bồi tụ, và hiệu ứng Doppler làm cho hình ảnh đĩa bồi tụ có dạng bất đối xứng xung quanh lỗ đen.
Các nhà thiên văn quan sát thấy độ trắng của bức xạ phát ra từ Sagittarius A* thay đổi theo thời gian, nhưng kích thước của vùng phát xạ lại không thay đổi. Mặc dù họ vẫn chưa biết cơ chế cho hiện tượng này, dữ liệu EHT chỉ ra những sự thay đổi này liên quan đến vị trí vật chất trên đĩa bồi tụ nằm rất gần với chân trời sự kiện.
Bức xạ từ trung tâm M87 chỉ ra lỗ đen khổng lồ của nó quay rất nhanh, đồng thời dựa trên quan sát tia tương đối tính phóng ra tương đối xa, các nhà thiên văn đi đến kết luận cấu trúc và vận tốc của tia này do từ trường của đĩa bồi tụ gây ra.
Ảnh chụp đầu tiên về vùng bóng tối bao quanh lỗ đen ở trung tâm thiên hà M87 đã được công bố vào ngày 10 tháng 4 năm 2019.
Các bên tham gia > Các đài quan sát vô tuyến

Các đài quan sát vô tuyến tham gia bao gồm：
Arizona Radio Observatory/Submillimeter-wave Astronomy (ARO/SMT)
Atacama Pathfinder EXperiment (APEX)
Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE)
IRAM 30-meter telescope
James Clerk Maxwell Telescope (JCMT)
The Large Millimeter Telescope (LMT)
The Submillimeter Array (SMA)
Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA)
South Pole Telescope
Kitt Peak National Observatory (KPNO)
Greenland Telescope Project
Northern Extended Millimeter Array (NOEMA)
Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA)
Caltech Submillimeter Observatory (CSO)
Các bên tham gia > Các tổ chức tham gia

Sau cuộc họp đầu tiên vào năm 2012, EHT đã tổ chức các cuộc họp lần thứ hai và thứ ba lần lượt vào năm 2014 và 2016, kêu gọi các bên tham gia gây quỹ cho các hoạt động của EHT. Các bên tham gia tham gia đánh giá mục đích của EHT, cải tiến mô hình lý thuyết, phân tích dữ liệu, phát triển công nghệ liên quan, chiến lược quan sát và cơ cấu tổ chức dự án.
Các bên tham gia đã được liệt kê trên trang web chính thức của dự án:
ALMA
APEX
Viện Thiên văn và Thiên văn Vật lý Academia Sinica
Đài quan sát vô tuyến Arizona, Đại học Arizona
Đài quan sát vô tuyến dưới milimét Caltech (CSO)
Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (Caltech)
Đài thiên văn Nam Châu Âu (ESO)
Đại học Georgia State
Johann Wolfgang Goethe-Universität Frankfurt am Main
Kính thiên văn Greenland
Trung tâm Thiên văn vật lý Harvard–Smithsonian
Đài quan sát Haystack, MIT
Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM)
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE)
East Asian Observatory  - James Clerk Maxwell Telescope
Large Millimeter Telescope (LMT)
Max Planck Institut für Radioastronomie
Đài quan sát thiên văn quốc gia Nhật Bản (NAOJ)
Quỹ Khoa học Quốc gia (NSF)
Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia (NRAO)
Đại học Massachusetts Amherst
Đài quan sát không gian Onsala (OSO)
Viện Vật lý lý thuyết Perimeter
Radio Astronomy Laboratory, UC Berkeley
Đại học California, Berkeley (RAL)
Radboud Universiteit Nijmegen
Đài quan sát thiên văn Thượng Hải (SHAO)
Submillimeter Array (SMA)
Universidad de Concepción
Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)
Đại học Chicago (South Pole Telescope)
Đại học Illinois Urbana-Champaign
Đại học Michigan
Chú thích

↑  Tần số hay sử dụng ở kỹ thuật VLBI là 86 GHz, tương ứng với bước sóng 3,5 mm.
↑  Một phép biến đổi tích phân tuyến tính mà biến đổi một tín hiệu giữa miền thời gian (hoặc miền không gian) và miền tần số.
↑  hoặc bóng tối (tiếng Anh: Shadow).
↑   f={\frac {c}{\lambda }}, tần số = tốc độ ánh sáng / bước sóng
Minh họa lỗ đen: Vật chất quay quanh lỗ đen tạo thành đĩa bồi tụ với luồng tia phóng ra ở cực. Ở bức ảnh này không xét đến hiệu ứng thấu kính hấp dẫn gây bởi chính lỗ đen này.
Sagittarius A* quan sát dưới bước sóng tia X.
Sagittarius A* chụp bởi kính thiên văn Chân trời sự kiện.
Tia từ lỗ đen ở trung tâm M87 chứa các electron và hạt hạ nguyên tử phóng ra với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Trong bức ảnh của Hubble, chùm tia màu xanh lam tương phản với ánh sáng vàng rực kết hợp từ ánh sáng của hàng tỷ ngôi sao không nhìn thấy và những điểm vàng là những cụm sao cầu thuộc thiên hà này.
Sơ đồ minh họa cơ chế hoạt động VLBI của EHT. Ở mỗi đài quan sát, phân bố trên những khoảng cách lớn, có trang bị một đồng hồ nguyên tử chính xác cao. Tín hiệu tương tự (analogue signals) thu nhận bởi mỗi ăng ten được biến đổi thành tín hiệu số (digital signals) và ghi vào các ổ đĩa cứng cùng với mốc thời gian đo bởi đồng hồ nguyên tử tại mỗi vị trí. Các ổ cứng sau đó được chuyển đến trung tâm xử lý dữ liệu nhằm đồng bộ hóa tín hiệu và thời gian. Hình ảnh quan sát thiên văn thu được bởi quá trình xử lý dữ liệu kết hợp bởi nhiều đài quan sát. Bấm vào để xem ảnh lớn hơn.
Mô phỏng hình ảnh đĩa bồi tụ bao quanh lỗ đen ở trung tâm thiên hà M87. Vùng bóng tối xác định bởi biên giới của quỹ đạo photon được phóng đại nhờ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, biên giới chân trời sự kiện nằm ẩn dưới vùng bóng tối này.
ALMA nằm ở sa mạc Atacama, Chile.
Ảnh chụp M87* dưới ánh sáng phân cực.
Lejeunea recurvula

| Lejeunea recurvula> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
Ngành (divisio): Marchantiophyta
Lớp (class): Jungermanniopsida
Bộ (ordo): Jungermanniales
Họ (familia): Lejeuneaceae
Chi (genus): Lejeunea
Loài (species): L. recurvula
Danh pháp hai phần
Lejeunea recurvula Spruce, 1884 
Lejeunea recurvula là một loài Rêu trong họ Lejeuneaceae. Loài này được Spruce mô tả khoa học đầu tiên năm 1884.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Lejeunea recurvula”. Truy cập ngày 1 tháng 6 năm 2014.
Châu Sơn, Sông Công

Đối với các định nghĩa khác, xem Châu Sơn.
Châu Sơn là một phường thuộc thành phố Sông Công, tỉnh Thái Nguyên, Việt Nam.
Địa lý

Phường Châu Sơn nằm ở trung tâm thành phố Sông Công, có vị trí địa lý:
Phía đông giáp phường Bách Quang
Phía tây giáp thành phố Phổ Yên
Phía nam giáp các phường Mỏ Chè, Thắng Lợi và thành phố Phổ Yên
Phía bắc giáp xã Bá Xuyên và xã Bình Sơn.
Phường Châu Sơn có diện tích 10,90 km², dân số năm 2022 là 5.884 người, mật độ dân số đạt 539 người/km².