stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Giám sát tình trạng
Ghi chú và tham khảo

↑  API 579 / ASME FFS-1: "Thể hình-Dịch vụ" (2007)
↑  J. Rafiee và PW Tse, Sử dụng tự tương quan trong các hệ số wavelet để chẩn đoán lỗi, Hệ thống cơ khí và xử lý tín hiệu, 23 (2009) 1554–72.
↑  [3] ^ ASTM D6595-00: "Phương pháp thử tiêu chuẩn để xác định kim loại và chất gây ô nhiễm trong dầu bôi trơn đã qua sử dụng hoặc chất lỏng thủy lực đã qua sử dụng bằng phép đo phổ phát xạ điện cực đĩa quay" (2011)
↑  A. N. Nowicki (2004). Infrared Thermography Handbook – Volume 2. Applications - (INST32X). British Institute of Non-Destructive Testing.
↑  J Michael Robichaud: " Standards for Vibration Monitoring and Analysis.pdf Tiêu chuẩn tham chiếu cho giám sát và phân tích độ rung[liên kết hỏng] "
↑  Liu, Jie; Wang, Golnaraghi (2008). “An extended wavelet spectrum for bearing fault diagnostics”. IEEE Transactions on Instrumentation and Measurement. 57 (12): 2801–2812. doi:10.1109/tim.2008.927211.
↑  Jar dine, A.K.S.; Lin, Banjevic (2006). “A review on machinery diagnostics and prognostics implementing condition-based maintenance”. Mechanical Systems and Signal Processing. 20 (7): 1483–1510. doi:10.1016/j.ymssp.2005.09.012.
↑  BS ISO 18431-1: "Rung động cơ học và sốc. Xử lý tín hiệu - Giới thiệu chung "(2005)
↑  Kumar, T Praveen; Jasti, Anurag; Saimurugan, M; Ramachandran, K. I. (ngày 1 tháng 1 năm 2014). “Vibration Based Fault Diagnosis of Automobile Gearbox Using Soft Computing Techniques”. Proceedings of the 2014 International Conference on Interdisciplinary Advances in Applied Computing. ICONIAAC '14. New York, NY, USA: ACM: 13:1–13:7. doi:10.1145/2660859.2660918. ISBN 9781450329088.
↑  Kaboli, Shahriyar; Oraee, Hashem (ngày 8 tháng 3 năm 2016). Reliability in Power Electronics and Electrical Machines: Industrial Applications and Performance Models. Engineering Science Reference. tr. 444. ISBN 978-1-4666-9429-3.
↑  BS ISO 18431-2: "Rung động cơ học và sốc. Xử lý tín hiệu - Cửa sổ miền thời gian cho phân tích biến đổi Fourier "(2004)
↑  “ISO 20958:2013 - Condition monitoring and diagnostics of machine systems -- Electrical signature analysis of three-phase induction motors”. www.iso.org (bằng tiếng Anh). Truy cập ngày 8 tháng 3 năm 2017.
↑  BS ISO 18434-1: "Giám sát tình trạng và chẩn đoán máy móc. Nhiệt - Quá trình tổng quát "(2008)
↑  “Element sources in lubricating oils- a visual guide| Learn Oil Analysis”. learnoilanalysis.com (bằng tiếng Anh). Bản gốc lưu trữ ngày 9 tháng 10 năm 2017. Truy cập ngày 3 tháng 12 năm 2017.
↑  BS ISO 18431-4: "Rung động cơ học và sốc. Xử lý tín hiệu - Phân tích phổ phản ứng sốc "(2007)
Khái niệm hệ thống dựa trên mô hình
Metzgeria submarginata

| Metzgeria submarginata> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
Ngành (divisio): Marchantiophyta
Lớp (class): Jungermanniopsida
Bộ (ordo): Metzgeriales
Họ (familia): Metzgeriaceae
Chi (genus): Metzgeria
Loài (species): M. submarginata
Danh pháp hai phần
Metzgeria submarginata M. L. So, 2002 
Metzgeria submarginata là một loài Rêu trong họ Metzgeriaceae. Loài này được M. L. So mô tả khoa học đầu tiên năm 2002.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Metzgeria submarginata”. Truy cập ngày 1 tháng 6 năm 2014.
Sao lùn nâu

Đối với các định nghĩa khác, xem Sao lùn.
Minh họa về sao lùn nâu loại T
So sánh: hầu hết các sao lùn nâu lớn hơn một chút so với Sao Mộc (15–20%), nhưng vẫn nặng hơn tới 80 lần do mật độ lớn hơn. So sánh tỷ lệ, bán kính của Sao Mộc gấp 10 lần bán kính của Trái Đất và bán kính của Mặt Trời gấp 10 lần bán kính của Sao Mộc.
Biểu đồ Hertzsprung-Russell
Dạng quang phổ
O
B
A
F
G
K
M
L
T
Sao lùn nâu
Sao lùn trắng
Sao lùn đỏ
Sao gần lùn
Dãy chính("sao lùn")
Sao gần mứckhổng lồ
Sao khổng lồ
Sao khổng lồ đỏ
Sao khổng lồxanh
Sao khổng lồ sáng
Sao siêu khổng lồ
Sao siêu khổng lồ đỏ
Sao cực siêu khổng lồ
Cấp saotuyệt đối(MV)
Quỹ đạo sao lùn nâu Gliese 229 trong chòm sao Thiên Thố cách Trái Đất 19 năm ánh sáng. Sao lùn nâu Gliese 229B, có khối lượng khoảng 20 đến 50 lần Sao Mộc.
Sao lùn nâu (tiếng Anh: Brown dwarf) là các thiên thể dưới sao, có khối lượng dưới mức đủ để duy trì các phản ứng tổng hợp hạt nhân đốt cháy hydro trong lõi, như các ngôi sao thuộc dãy chính, nhưng có bề mặt và phần bên trong hoàn toàn đối lưu, và không có sự khác biệt hóa học theo chiều sâu. Các ngôi sao lùn nâu có khối lượng trong khoảng khối lượng những hành tinh kiểu giữa hành tinh khí khổng lồ và những ngôi sao có khối lượng thấp nhất; giới hạn trên này ở giữa khoảng 75 và 80 lần khối lượng Sao Mộc ( M_{J}). Hiện tại có một số tranh cãi về tiêu chí nào được sử dụng để định nghĩa sự khác biệt giữa sao lùn nâu với một hành tinh khổng lồ ở các khối lượng sao lùn nâu rất thấp (~13  M_{J}), và liệu các ngôi sao lùn nâu ở một số thời điểm của mình có xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân hay không. Trong bất kỳ trường hợp nào, những sao lùn nâu nặng hơn 13  M_{J} làm tan chảy deuteri và những ngôi sao trên ~65  M_{J} cũng làm tan chảy lithi. Những hành tinh duy nhất được phát hiện quay xung quanh các ngôi sao lùn nâu là 2M1207b và MOA-2007-BLG-192Lb.
So sánh kích cỡ Sao lùn nâu Trappist-1 (Ngôi sao có bảy hành tinh kiểu Trái Đất quay quanh nó) và Sao Mộc - Hành tinh lớn nhất của Hệ Mặt Trời.
Lý thuyết

Quá trình sụp đổ hấp dẫn từ một đám mây liên sao lạnh gồm khí và bụi là cơ cấu tiêu chuẩn để hình thành một ngôi sao. Khi đám mây bị nén nóng lên, sự giải phóng năng lượng hấp dẫn tiềm tàng là nguồn cung cấp năng lượng nhiệt này. Buổi đầu quá trình khí nén nhanh chóng bức xạ ra ngoài rất nhiều năng lượng, cho phép sự sụp đổ tiếp diễn. Cuối cùng vùng trung tâm trở nên đủ đặc để bắt giữ bức xạ. Vì thế, nhiệt độ và mật độ bên trong của đám mây sụp đổ tăng nhanh chóng theo thời gian, làm chậm quá trình nén, cho tới khi các điều kiện nóng và đặc đủ để các phản ứng hạt nhân xảy ra trong lõi của tiền sao. Đối với hầu hết các ngôi sao, khí và áp lực bức xạ sinh ra bởi các phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bên trong lõi ngôi sao sẽ chống giữ nó chống lại sự nén hấp dẫn. Thăng bằng thủy tĩnh đạt tới ngưỡng và ngôi sao sẽ trải qua hầu hết cuộc sống tổng hợp hydro thành heli như một ngôi sao dãy chính.
Tuy nhiên, nếu khối lượng tiền sao thấp hơn 0.08 khối lượng Mặt Trời, các phản ứng nhiệt hạch tổng hợp hydro sẽ không xảy ra trong lõi. Sự nén hấp dẫn không làm nóng tiền sao nhỏ một cách có hiệu quả, và trước khi nhiệt độ trong lõi đủ để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân, mật độ đã đạt tới điểm để các electron trở nên đủ đặc để tạo ra áp lực thoái hóa electron lượng tử. Theo các mô hình cấu trúc bên trong sao lùn nâu, các điều kiện thông thường trong lõi về mật độ, nhiệt độ và áp lực được dự tính như sau:
Sự nén hấp dẫn tiếp theo sẽ bị ngăn chặn và kết quả là một "sao hỏng", hay một ngôi sao lùn nâu đơn giản bị lạnh đi bởi sự bức xạ năng lượng nhiệt bên trong.
Lý thuyết > Phân biệt sao lùn nâu có khối lượng lớn và sao có khối lượng thấp

Lithi: Lithi nói chung hiện diện tại các sao lùn nâu và không có tại các ngôi sao có khối lượng thấp. Các ngôi sao, vốn đã có được nhiệt năng cần thiết cho phản ứng tổng hợp hydro, nhanh chóng tiêu thụ hết lithium. Điều này xảy ra bởi sự va chạm giữa một Lithi-7 và một proton tạo ra hai hạt nhân Helium-4. Nhiệt độ cần thiết cho phản ứng này ngay dưới mức nhiệt độ cần thiết cho phản ứng tổng hợp hydro. Sự đối lưu tại những ngôi sao có khối lượng thấp đảm bảo để toàn bộ lượng lithium trong sao bị tiêu thụ. Vì thế, sự hiện diện của lithium trong dòng quang phổ một vật thể bị nghi là sao lùn nâu là một đặc điểm chứng minh mạnh rằng nó là một vật thể dưới sao. Việc sử dụng lithium để phân biệt sao lùn nâu khỏi các sao có khối lượng nhỏ thường được gọi là thử nghiệm lithi, và đã được Rafael Rebolo cùng các đồng sự tiên phong áp dụng.
Tuy nhiên, lithium cũng được quan sát thấy ở các ngôi sao rất trẻ, vẫn chưa tiêu thụ hết hoàn toàn chất này. Những ngôi sao nặng hơn như Mặt Trời của chúng ta có thể giữ lithium trong các tầng khí quyển bên ngoài, nơi không bao giờ đủ nóng để tiêu thụ lithium, nhưng chúng có thể được phân biệt với các ngôi sao lùn nâu bởi kích thước.
Trái lại, các ngôi sao lùn nâu ở có khối lượng lớn nhất có thể đủ nóng để tiêu thụ hết lithium khi chúng đang còn trẻ. Những ngôi sao lùn có khối lượng lớn hơn 65  M_{J} có thể tiêu thụ toàn bộ lithium khi chúng mới được nửa tỉ năm tuổi[Kulkarni], vì thế cách thử nghiệm này không hoàn hảo.
Methan: Không giống các ngôi sao, những sao lùn nâu già thỉnh thoảng đủ lạnh để sau những khoảng thời gian dài khí quyển của chúng thu thập đủ khối lượng mêtan có thể quan sát được. Những ngôi sao lùn được xác định theo cách này gồm Gliese 229B.
Độ sáng: Những ngôi sao thuộc dãy chính nguội đi, nhưng cuối cùng xuống mức sáng tối thiểu mà chúng có thể duy trì qua các phản ứng tổng hợp hạt nhân ổn định. Điều này khác biệt tùy theo từng sao, nhưng nói chung ít nhất bằng 0.01% độ sáng của Mặt Trời. Những ngôi sao lùn nâu lạnh và tối đi liên tục trong đời chúng: những ngôi sao lùn nâu đủ già sẽ quá mờ nhạt để có thể phát hiện.
Lý thuyết > Phân biệt sao lùn nâu khối lượng thấp với hành tinh khối lượng lớn

Một đặc điểm đáng chú ý của các sao lùn nâu là chúng hầu như có cùng bán kính, hơn hoặc kém bán kính Sao Mộc. Với những sao có khối lượng lớn nhất (60-90 lần khối lượng Sao Mộc), thể tích của một sao lùn nâu được quyết định chủ yếu bởi áp suất thoái hóa electron, tương tự như với các sao lùn trắng; với những ngôi sao có khối lượng thấp nhất (1-10 lần khối lượng Sao Mộc), thể tích của chúng được quyết định chủ yếu bởi áp suất Coulomb, tương tự các hành tinh. Kết quả thực là bán kính của sao lùn nâu chỉ thay đổi khoảng 10-15% đối với mọi khối lượng. Điều này có thể khiến việc phân biệt chúng với các hành tinh khá khó khăn.
Ngoài ra, nhiều sao lùn nâu không trải qua giai đoạn tổng hợp hạt nhân; những ngôi sao có khối lượng thấp (dưới 13 lần khối lượng Sao Mộc) không bao giờ đủ nóng để tổng hợp thậm chí là deuterium, và thậm chí các sao có khối lượng lớn nhất (hơn 60 lần khối lượng Sao Mộc) lạnh đi đủ nhanh để chúng không trải qua giai đoạn tổng hợp sau một khoảng thời gian khoảng 10 triệu năm. Tuy nhiên, có hai cách để phân biệt sao lùn nâu với các hành tinh:
Mật độ là một cách phân biệt rõ. Các sao lùn nâu đều có cùng cỡ bán kính; vì thế bất kỳ vật thể nào với khối lượng gấp hơn 10 lần Sao Mộc đều có thể không phải là một hành tinh.
Quang phổ tia X và hồng ngoại cũng là một dấu hiệu nhận biết. Một số sao lùn nâu phát ra tia X; và tất cả các sao lùn nâu "ấm" tiếp tục tiến về phía quang phổ đỏ và hồng ngoại cho tới khi chúng nguội đi tới nhiệt độ như các hành tinh (dưới 1000 K).
Một số nhà thiên văn học tin rằng trên thực tế không có sự phân biệt rõ ràng giữa các sao lùn nâu và các hành tinh nặng, và rằng có sự tiếp nối giữa chúng. Ví dụ, Sao Mộc và Sao Thổ đều có cấu tạo chủ yếu từ hydro và helium, như Mặt Trời. Sao Thổ gần như lớn bằng Sao Mộc, dù chỉ có khối lượng bằng 30%. Ba hành tinh khí khổng lồ trong Hệ Mặt Trời của chúng ta (Sao Mộc, Sao Thổ, và Sao Hải Vương) bức xạ ra nhiều sức nóng hơn chúng nhận được từ Mặt Trời. Và tất cả bốn hành tinh khí khổng lồ đều có "các hệ hành tinh"—vệ tinh—của riêng chúng. Ngoài ra, người ta đã phát hiện rằng cả các hành tinh và các sao lùn nâu đều có quỹ đạo lệch tâm.
Hiện nay, Liên đoàn Thiên văn Quốc tế coi các vật thể với khối lượng vượt trên giới hạn khối lượng cho các phản ứng nhiệt hạch deuterium (hiện được tính khoảng 13 lần khối lượng Sao Mộc với các vật thể Sao Kim loại) là một sao lùn nâu, trong khi đó những vật thể dưới mức khối lượng đó (và bay quanh một ngôi sao hay các tàn tích sao) được coi là các hành tinh.
Quan sát > Xếp hạng sao lùn nâu

Các đặc tính định nghĩa của lớp quang phổ M, kiểu lạnh nhất trong dãy sao đã có từ lâu đời, là một quang phổ quang học được quyết định chủ yếu gồm các dải hấp thụ phân tử titanium oxit (TiO) và vanadium oxit (VO). Tuy nhiên, GD 165B, vật thể bạn đồng hành lạnh của sao lùn trắng GD 165 không có các đặc điểm xác nhận TiO của các sao lùn nâu M. Việc xác định nhiều bạn đồng hành sau đó của GD 165B đã buộc Kirkpatrick và những người khác phải đưa ra một lớp quang phổ mới, các sao lùn nâu kiểu L, được xác định trong vùng quang học đỏ không phải bởi các dải oxit kim loại suy yếu (TiO, VO), mà bởi các dải kim loại hydride mạnh (FeH, CrH, MgH, CaH) và các dải Kim loại kiềm nổi bật (Na I, K I, Cs I, Rb I). Ở thời điểm tháng 4 năm 2005, hơn 400 sao lùn nâu kiểu L đã được xác định (xem link tham khảo bên dưới), đa số bởi các cuộc nghiên cứu phổ rộng: Two Micron All Sky Survey (2MASS), Deep Near Infrared Survey vùng bầu trời phía nam (DENIS), và Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Bởi GD 165B là nguyên mẫu của các sao lùn nâu kiểu L, Gliese 229B là nguyên mẫu của một lớp quang phổ mới thứ hai, sao lùn nâu kiểu T. Theo đó quang phổ cận hồng ngoại (NIR) của các sao lùn nâu kiểu L có những dài hấp thụ H2O carbon monoxit (CO) mạnh, quang phổ cận hồng ngoại của Gliese 229B chủ yếu gồm các dài hấp thụ từ methane (CH4), các đặc điểm chỉ được tìm thấy trên các hành tinh khổng lồ của Hệ Mặt Trời và Titan. Hấp thụ do va chạm (CIA) CH4, H2O, và phân tử hydro (H2) khiến Gliese 229B có các màu sắc xanh cận hồng ngoại. Sự nghiêng mạnh về phía phổ quang học đỏ của nó cũng thiếu các dải FeH và CrH là đặc điểm phân biệt của các sao lùn nâu kiểu L và thay vào đó bị ảnh hưởng bởi dải hấp thụ rất lớn có đặc điểm từ các kim loại alkali Na và K. Những khác biệt đó khiến Kirkpatrick đề xuất lớp quang phổ T cho các vật thể có dải hấp thụ H- và K- CH4. Ở thời điểm tháng 4 năm 2005, 58 sao lùn nâu kiểu T đã được biết. Các biểu đồ xếp hạng cận hồng ngoại cho các sao lùn nâu kiểu T gần đây đã được Adam Burgasser và Tom Geballe phát triển. Lý thuyết cho rằng các sao lùn nâu kiểu L là sự pha trộn giữa những ngôi sao có khối lượng rất thấp và các vật thể dưới sao (các sao lùn nâu), trong khi các sao lùn nâu lớp T chiếm số đông trong cộng đồng sao lùn nâu.
Đa số thông lượng do các sao lùn nâu kiểu L và T phát ra ở trong khoảng cận hồng ngoại 1 tới 2.5 micromét. Nhiệt độ thấp và giảm bớt ở cuối dãy sao M, L và T dẫn tới một quang phổ cận hồng ngoại phong phú chứa nhiều đặc điểm, từ các dòng khá nhỏ của các loại nguyên tử trung tính tới các dòng phân tử lớn, tất cả chúng đều có sự phụ thuộc khác nhau vào nhiệt độ, hấp dẫn, và độ kim loại. Hơn nữa, những điều kiện nhiệt độ thấp đó thích hợp cho sự cô đọng thành tình trạng khí và sự hình thành các hạt.
Các áp suất đặc trưng của các ngôi sao lùn nâu đã biết trong khoảng nhiệt độ từ 2200 hạ xuống 750 K (Burrows et al. 2001). So với các ngôi sao, vốn tự làm nóng mình bằng phản ứng nhiệt hạch ổn định bên trong, các ngôi sao lùn nâu lạnh đi nhanh chóng theo thời gian; các sao lùn nâu càng lớn càng lạnh đi nhanh hơn.
Quan sát > Các kỹ thuật quan sát

Coronagraph gần đây đã được sử dụng để phát hiện các vật thể mờ quay quanh các ngôi sao sáng nhìn thấy được, gồm cả Gliese 229B.


Các kính viễn vọng nhạy được trang bị cùng với các thiết bị charge-coupled (CCDs) đã được dùng để quan sát các bầy sao ở xa nhằm tìm ra các vật thể mờ, gồm cả Teide 1.


Những cuộc tìm kiếm trường rộng đã xác định các vật thể mờ riêng biệt như Kelu-1 (cách xa 30 năm ánh sáng)
Quan sát > Những thời điểm quan trọng

1995: Sao lùn nâu đầu tiên được xác định. Teide 1, một vật thể M8 trong cụm sao Pleiades, được phát hiện bởi một CCD trong Đài thiên văn Tây Ban Nha Roque de los Muchachos của Instituto de Astrofísica de Canarias.
1998: Sao lùn nâu phát xạ tia X đầu tiên được phát hiện. Cha Halpha 1, một vật thể M8 trong đám mây tối Chamaeleon I, được xác định là một nguồn phát xạ tia X, tương tự như các ngôi sao đối lưu kiểu muộn (late-type).
15 tháng 12 năm 1999: Vụ lóe bùng tia X đầu tiên được phát hiện từ một sao lùn nâu. Một đội thuộc Đại học California đang quan sát LP 944-20 (60 lần khối lượng Sao Mộc, cách 16 năm ánh sáng) qua đài thiên văn tia X Chandra, đã thấy được một vụ lóe bùng kéo dài 2 giờ.
27 tháng 7 năm 2000: Phát xạ sóng radiao (trong lóe bùng và yên lặng) được phát hiện từ một ngôi sao lùn nâu. Một đội sinh viên thuộc Very Large Array đã thông báo vụ quan sát vật thể LP 944-20 của họ ngày 15 tháng 3 năm 2001 trong số báo Nature của Anh.
Quan sát > Những phát triển gần đây

Những cuộc quan sát các ứng cử viên là sao lùn nâu đã biết gần đây cho thấy một mẫu hình sáng và tối của các phát xạ hồng ngoại kiểu các đám mây khá lạnh và mờ bên ngoài bao quanh một nhân nóng bên trong bị xáo trộn bởi những cơn gió rất mạnh. Thời tiết trên những vật thể đó được cho là rất mãnh liệt, bằng và vượt quá những cơn bão nổi tiếng trên Sao Mộc.
Những vụ lóe bùng tia X được quan sát thấy từ các ngôi sao lùn nâu từ năm 1999 cho thấy có sự thay đổi từ trường bên trong chúng, tương tự như sự thay đổi trong những ngôi sao có khối lượng rất thấp.
Một ngôi sao lùn nâu, Cha 110913-773444, nằm cách chòm sao Chamaeleon 500 năm ánh sáng có thể đang trong quá trình hình thành bên trong một hệ mặt trời nhỏ. Các nhà thiên văn học thuộc Đại học Bang Pennsylvania đã phát hiện cái mà họ tinh là một đĩa khí và bụi tương tự với đĩa theo giả thuyết đã hình thành nên hệ mặt trời của chúng ta. Cha 110913-773444 là ngôi sao lùn nâu nhỏ nhất được phát hiện cho tới thời điểm hiện tại (gấp 8 lần khối lượng Sao Mộc) và nếu nó tạo ra một hệ mặt trời thì đây có thể là vật thể nhỏ nhất đã biết có được một hệ riêng. Những phát hiện của họ đã được xuất bản trong số ngày 10 tháng 12 của Astrophysical Journal[liên kết hỏng] Letters Lưu trữ 1997-06-19 tại Wayback Machine
Những ngôi sao lùn nâu trong tiểu thuyết

Một ngôi sao lùn nâu tưởng tượng, Hyundai +4904/-56, is the setting of the nearest router on the galactic Internet in Accelerando.
Các ngôi sao lùn nâu xuất hiện nhiều trong tiểu thuyết Permanence của Karl Schroeder.
Tiểu thuyết Seeker của Jack McDevitt đề cập tới ảnh hưởng của một sao lùn nâu khi đi qua một hệ hành tinh.
Trong tiểu thuyết Nemesiscủa Isaac Asimov, Megas là một sao lùn nâu.
Metepeira atascadero

| Metepeira atascadero> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Arthropoda
Phân ngành (subphylum): Chelicerata
(không phân hạng): Arachnomorpha
Lớp (class): Arachnida
Bộ (ordo): Araneae
Họ (familia): Araneidae
Chi (genus): Metepeira
Loài (species): M. atascadero
Danh pháp hai phần
Metepeira atascadero Piel, 2001 
Metepeira atascadero là một loài nhện trong họ Araneidae.
Loài này thuộc chi Metepeira. Metepeira atascadero được miêu tả năm 2001 bởi Piel.
Chú thích

↑  Platnick, Norman I. (2010): The world spider catalog, version 10.5. American Museum of Natural History.
Sake Dean Mahomed

| Sake Dean Mahomed |
| --- | --- |
Tranh chân dung Sake Dean Mahomed của họa sĩ Thomas Mann Baynes (vẽ khoảng năm 1810)
Sinh: Sheikh Din Muhammad sinh năm 1759 tại Patna, Bihar, Ấn Độ
Mất: 1851 (91–92 tuổi) tại Brighton, Sussex, Anh Quốc
Phối ngẫu: Jane Daly
Con cái: Rossana Mahomed Henry Mahomed Horatio Mahomed Frederik Mahomed Arthur Mahomed Dean Mahomed Amelia Mahomed
Dean Mahomed (tước vị: Sake - tù trưởng) là một bác sĩ phẫu thuật, doanh nhân người Anh gốc Ấn Độ. Ông được biết đến với tư cách là một trong số những người nhập cư đầu tiên (mà không phải người châu Âu) vào thế giới phương Tây. Tại đây, ông giới thiệu ẩm thực Ấn Độ và các loại dầu gội đầu cho người châu Âu, kết hợp với massage chữa bệnh. Ông cũng là người Ấn Độ đầu tiên xuất bản sách ở Anh.
Thời thơ ấu

Sinh năm 1759 tại Patna, sau này là 1 phần của phân khu lớn nhất của Ấn Độ thuộc Anh, Bengal. Sake Dean Mahomed đến từ Patna. Cha ông làm nghề thợ cắt tóc truyền thống và phục vụ trong đội quân Bengal của công ty Đông Ấn Anh. Ông đã học rất nhiều về ngành luyện kim và hiểu biết về kĩ thuật dùng để sản xuất chất kiềm, xà bông và dầu gội.
Ông lớn lên tại Patna. Cha ông chết khi ông mới 11 tuổi. Sau cái chết của cha, ông được Đại úy Godfrey Evan Baker, một người Anh-Ireland theo đạo Tin Lành nhận nuôi. Mahomed phục vụ cho quân đội Công ty Đông Ấn với vai trò là bác sĩ phẫu thuật tập sự và tham gia vào các chiến dịch chống lại đế chế Maratha. Ông ở lại với Đại úy Baker cho đến năm 1782, khi Đại úy từ chức. Cùng năm, ông rời khỏi quân đội để đi cùng Baker, "người bạn thân nhất của ông", đến Ireland.
Đời tư sau này

Năm 1784, Mahomed di cư đến Cork, Ireland cùng với gia đình Baker. Tại đây, ông đi học để cải thiện kỹ năng tiếng Anh của mình tại một trường học địa phương, và yêu Jane Daly, một "cô gái Ireland xinh đẹp có dòng dõi đáng kính". Gia đình Daly phản đối mối quan hệ của họ vì người theo đạo Tin lành kết hôn với người không theo đạo Tin lành vào thời điểm đó là bất hợp pháp, vì vậy cặp đôi đã bỏ trốn đến một thị trấn khác để kết hôn. Mahomed và Daly kết hôn tại Giáo phận Cork & Ross ở Cork. Họ chuyển đến số 7 Phố Little Ryder ở Luân Đôn , Anh, vào đầu thế kỷ 19. Năm 1786, Mahomed cải đạo từ Hồi giáo sang Cơ đốc giáo.
Theo các học giả hàng đầu, và như được chỉ ra bởi hồ sơ của giáo xứ ở London, Mahomed đã thực hiện một cuộc hôn nhân có tính trọng đại ở Marylebone vào năm 1806 với Jane Jeffreys (1780-1850), và lời tuyên thệ đã được đọc vào ngày 24 tháng 8 cho Jane và "William Mahomet." Ông có một cô con gái, Amelia (sinh năm 1808) và được liệt kê là cha "William Dean Mahomet" trong sổ đăng ký giáo xứ. Amelia được rửa tội vào ngày 11 tháng 6 năm 1809 tại St Marylebone, Westminster, ở Luân Đôn. Với người vợ hợp pháp của mình, Sake Dean Mahomed có bảy người con: Rosanna, Henry, Horatio, Frederick, Arthur, và Dean Mahomed (được rửa tội tại nhà thờ Công giáo La Mã St. Finbarr's, Cork, năm 1791).
Con trai ông, Frederick, là chủ sở hữu nhà tắm kiểu Thổ Nhĩ Kỳ tại Brighton và cũng điều hành một học viện quyền anh và đấu kiếm gần Brighton. Cháu trai nổi tiếng nhất của ông, Frederick Henry Horatio Akbar Mahomed (khoảng 1849–1884), đã trở thành một bác sĩ nổi tiếng quốc tế và làm việc tại Bệnh viện Guy's ở London. Ông đã có những đóng góp quan trọng trong việc nghiên cứu bệnh cao huyết áp. Một người cháu trai khác của Sake Dean Mahomed, James Keriman Mahomed, được bổ nhiệm làm cha sở của giáo phận Hove, Sussex, vào cuối thế kỷ 19. James kết hôn với Emma Louisa Black , một họa sĩ chuyên vẽ về hoa có tác phẩm được trưng bày tại Học viện Hoàng gia. Họ cùng nhau có một con trai, Đại úy RAF Felix Wyatt. Felix đã thiệt mạng trong Chiến tranh thế giới thứ nhất sau khi ông bị bắn hạ khi đang bay qua Pháp. Trong chiến tranh, các con của Frederick và James lần lượt đổi họ từ Mahomed thành Deane và Wyatt để tránh sự chú ý của tư tưởng bài ngoại vào thời điểm mà định kiến ​​chủng tộc đang lan tràn và hôn nhân đa chủng tộc không được chấp thuận.
Thư mục

Collis, Rose (2010). The New Encyclopaedia of Brighton. (based on the original by Tim Carder) (ấn bản thứ 1). Brighton: Brighton & Hove Libraries. ISBN 978-0-9564664-0-2.
Sake Deen Mahomet; Michael Herbert Fisher (ngày 30 tháng 7 năm 1997). The Travels of Dean Mahomet: An Eighteenth-Century Journey Through India. University of California Press. ISBN 978-0-520-20717-2. Truy cập ngày 16 tháng 5 năm 2012. Web version
Syzygium saliciforme

| Syzygium saliciforme> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
Bộ (ordo): Myrtales
Họ (familia): Myrtaceae
Chi (genus): Syzygium
Loài (species): S. saliciforme
Danh pháp hai phần
Syzygium saliciforme Merr. & L.M.Perry, 1942 
Syzygium saliciforme là một loài thực vật có hoa trong Họ Đào kim nương. Loài này được Merr. & L.M.Perry miêu tả khoa học đầu tiên năm 1942.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Syzygium saliciforme”. Truy cập ngày 7 tháng 6 năm 2013.
Giám đốc Nghiên cứu

Giám đốc Nghiên cứu, tiếng Anh là chief research officer (viết tắt: CRO) hay research officer hoặc research director, là một chức danh thường được trao cho giám đốc điều hành cao cấp nhất trong một doanh nghiệp để chịu trách nhiệm về nghiên cứu để hỗ trợ các mục tiêu của doanh nghiệp. Thông thường thì CRO sẽ báo cáo cho Giám đốc Điều hành, Giám đốc Hoạt động hay Giám đốc Tài chính. Trong tổ chức giáo dục, họ sẽ báo cáo cho hiệu trưởng hay chủ tịch.