undertheseanlp/UVW-2026 huggingface dataset:
Planet Hunters

Planet Hunters (Thợ săn hành tinh) là một dự án khoa học công dân để tìm các hành tinh bằng cách sử dụng mắt người. Nó thực hiện điều này bằng cách người dùng phân tích dữ liệu từ kính viễn vọng không gian Kepler của NASA. Chương trình được một nhóm do Debra Fischer tại Đại học Yale, là một phần của dự án Zooniverse, phát động.

Tìm kiếm hành tinh
Dự án Planet Hunters khai thác thực tế rằng con người nhận ra các mô hình thị giác tốt hơn máy tính. Trang web hiển thị hình ảnh dữ liệu được thu thập bởi Sứ mệnh không gian Kepler của NASA và yêu cầu người dùng (gọi là "Nhà khoa học công dân") xem xét dữ liệu và xem độ sáng của một ngôi sao thay đổi theo thời gian. Dữ liệu độ sáng này được biểu diễn dưới dạng biểu đồ và được gọi là đường cong ánh sáng của một ngôi sao. Những đường cong như vậy rất hữu ích trong việc khám phá các hành tinh ngoài hệ mặt trời do độ sáng của một ngôi sao giảm khi một hành tinh đi qua phía trước nó, khi nhìn từ Trái đất. thời gian giảm độ sáng có thể cung cấp bằng chứng về quá cảnh hành tinh, nhưng cũng có thể do lỗi ghi lại, chiếu hoặc các hiện tượng khác.

Sắp xếp các đường cong ánh sáng
Người dùng được yêu cầu sắp xếp các đường cong ánh sáng dựa trên các mẫu. Các mẫu có sẵn là "yên tĩnh" và "biến". Khi đường cong ánh sáng yên tĩnh, đồ thị chủ yếu đi theo một đường thẳng. Khi đường cong ánh sáng thay đổi, có một số điều mà nó có thể làm. Nó có thể là "thường xuyên", "dao động" hoặc "không đều". Một đường cong ánh sáng thông thường có nghĩa là nó tăng lên một lần và xuống một lần, đạt đến đỉnh và giảm dần. Đường cong ánh sáng dao động có nghĩa là nó đi lên và xuống dọc theo trục y trên cơ sở khá dốc. Đường cong ánh sáng không đều có các điểm đi lên và xuống trên trục y theo mô hình không thể đoán trước.

Tham khảo
Calci caseinat

Calci caseinat là một trong một số protein sữa có nguồn gốc từ casein trong sữa tách béo và chiếm tỷ trọng 1% sữa. Calci caseinat được sử dụng chủ yếu trong chế biến bữa ăn và phân hủy chất béo. Casein được tạo ra bằng cách thêm một chất kiềm vào một dẫn xuất khác của casein, casein axit. Loại caseinat được xác định bởi cation được thêm vào cùng với casein axit. Các cation khác được sử dụng để tạo thành casein ngoài calci bao gồm amoni, kali và natri. Calci caseinat chứa khoảng 17% axit glutamic. Calci casein cũng hòa tan và không đóng cục trong dạ dày.

Tính chất vật lý
Calci casein thường ổn định ở độ pH trên 5,7 và xuất hiện dưới dạng chất lỏng màu trắng đục. Điều này không giống như casein amoni, kali và natri, thực tế rõ ràng. Ở độ pH trung tính hoặc axit, casein tương đối không hòa tan trong nước và dễ dàng tách ra khỏi các protein sữa, đường và khoáng chất khác. Hầu hết các caseinat có khả năng chịu được nhiệt độ 140&nbsp;°C (284&nbsp;°F), tuy nhiên calci caseinat bị ảnh hưởng bởi nhiệt với nhiệt độ thấp tới 50&nbsp;°C (122&nbsp;°F).

Nội dung thực phẩm và công dụng của Casein: Một số loại thực phẩm, kem, và các món topping đều chứa nhiều loại caseinat. Natri casein đóng vai trò là chất phụ gia thực phẩm lớn hơn để ổn định thực phẩm chế biến, tuy nhiên các công ty có thể chọn sử dụng calci caseinat để tăng hàm lượng calci và giảm nồng độ natri trong các sản phẩm của họ.

Ghi chú
NGC 6822

| ra =
| z = -57 ± 2 km/s

Lịch sử quan sát
Edwin Hubble, trong bài báo NGC 6822, Hệ thống sao từ xa, xác định 15 ngôi sao biến quang (11 trong số đó là sao biến quang Cepheids) của thiên hà này. Ông cũng khảo sát sự phân bố sao của thiên hà xuống tới 19,4 độ. Ông đã cung cấp các đặc điểm quang phổ, độ sáng và kích thước cho năm "tinh vân khuếch tán" sáng nhất (vùng H II khổng lồ) bao gồm Tinh vân Bong bóng và Tinh vân Vành đai. Ông cũng tính toán độ lớn tuyệt đối của toàn bộ thiên hà này.

Việc Hubble phát hiện mười một ngôi sao biến quang Cepheid là một cột mốc quan trọng trong thiên văn học. Bằng cách sử dụng mối quan hệ Độ sáng-Thời gian Cepheid, Hubble đã xác định khoảng cách tới chúng là 214 kiloparsec hoặc 698.000 năm ánh sáng. Đây là hệ thống đầu tiên ngoài Đám mây Magellan được xác định khoảng cách. (Hubble tiếp tục quá trình này với thiên hà Andromeda và thiên hà tam giác). Khoảng cách tới thiên hà của anh vượt xa giá trị 300.000 năm ánh sáng của Harlow Shapley đối với kích thước của vũ trụ. Trong bài báo, Hubble đã kết luận "Cuộc tranh luận lớn" năm 1920 giữa Heber Curtis và Shapley về quy mô của vũ trụ và bản chất của "tinh vân xoắn ốc". Rõ ràng là tất cả các tinh vân xoắn ốc trên thực tế là các thiên hà xoắn ốc nằm ngoài Dải Ngân hà của chúng ta.

Nghiên cứu về các tấm Hubble của Susan Kayser vào năm 1966 vẫn là nghiên cứu đầy đủ nhất về thiên hà này cho đến năm 2002.

Gallery

Image:ALMA peers into the hearts of stellar nurseries.jpg|Hình ảnh tổng hợp từ dữ liệu của MPG/ESO telescope và Atacama Large Millimeter Array.
Image:NGC 6822 GALEX WikiSky.jpg|NGC 6822 trong tia cực tím bằng GALEX.
Image:Glowing Gas Cloud in the Star-Forming Region of Galaxy NGC 6822 (Hubble).jpg|"Vùng hình thành sao" trong NGC 6822.
Image:Region of NGC 6822.jpg|"Nhà máy Ngôi sao khổng lồ" trong NGC 6822.
Image:NGC6822.jpg|NGC 6822 chụp bởiKính viễn vọng không gian Hubble

Xem thêm
Tinh vân Bong Bóng
Tinh vân Chiếc Nhẫn
Đám mây Magellan Lớn - một Thiên hà vô định hình khác nằm trong Nhóm Địa phương
Đám Mây Magellan Nhỏ - một Thiên hà vô định hình khác nằm trong Nhóm Địa phương

Ghi chú

Sources





Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook: An observer's guide to the universe beyond the solar system, vol 3, p.&nbsp;1559

Liên kết ngoài

The Milky Way's Tiny but Tough Galactic Neighbour — Tổ chức Nghiên cứu thiên văn châu Âu tại Nam Bán cầu Press Release
NGC 6822: Barnard's Galaxy
Fel d 1

Fel d 1 là một protein có trong loài mèo được mã hóa bởi các CH1 (chuỗi 1 / Fel d 1-A) và CH2 (chuỗi 2 / Fel d 1-B) gen.

Fel d 1, được sản xuất chủ yếu trong nước bọt của mèo và tuyến bã nhờn, là chất gây dị ứng chính có trên mèo và mèo con. Fel d 1 cũng được sản xuất bởi chính da mèo. Protein này là một chức năng chưa biết đối với động vật nhưng gây ra phản ứng IgG hoặc IgE ở người nhạy cảm (có thể là phản ứng gây ra dị ứng hoặc hen suyễn). Mèo con sản xuất ít Fel d 1 nhiều hơn mèo trưởng thành. Mèo cái tạo ra mức độ Fel d 1 thấp hơn so với con đực (không có con)., trong khi con đực tạo ra mức độ tương tự như con cái; cả con cái còn nguyên vẹn và bị phá hủy đều tạo ra mức độ tương tự nhau.

Mặc dù con cái và con đực trung tính sản xuất Fel d 1 ở mức độ thấp hơn, chúng vẫn sản xuất đủ để gây ra các triệu chứng dị ứng ở những người nhạy cảm. Loại bỏ các bề mặt mềm trong nhà (thảm, đồ nội thất), thường xuyên giặt khăn trải giường, bộ lọc HEPA và thậm chí tắm mèo đã được chứng minh là làm giảm lượng Fel d 1 có trong nhà .

Các nhà nghiên cứu đã điều tra các báo cáo từ chủ sở hữu mèo rằng một số giống mèo nhất định không tạo ra Fel d 1 hoặc làm như vậy ở mức độ thấp hơn đáng kể so với các giống chó khác. Ví dụ, từng con mèo Siberia từ giống tự nhiên có nguồn gốc từ vùng Siberia được đặt tên, đã được chứng minh là có các biến thể di truyền dẫn đến việc sản xuất Fel d 1. thấp hơn Một giống chó khác được cho là có khả năng di truyền có thể không tạo ra chất gây dị ứng này hoặc sản xuất ít hơn là Balinese, một nhánh của giống chó Xiêm. Nghiên cứu tiếp tục, bị cản trở do thiếu xét nghiệm di truyền đáng tin cậy cho sản xuất Fel d 1.

Một biến thể của Fel-D1 hiện diện trong nọc độc của loris chậm (Linh trưởng: Nycticebus). Lorise chậm là một trong số ít động vật có vú có nọc độc và là loài linh trưởng có nọc độc duy nhất được biết đến, sở hữu nọc độc hỗn hợp kép của nước bọt và tuyến nước bọt (BGE). BGE sở hữu một loại protein giống như Fel-D1, có thể ảnh hưởng đến các loài vật chủ như một chất gây dị ứng như một thành phần của nọc độc và có chức năng giao tiếp.

Kết cấu
Cấu trúc bậc bốn hoàn chỉnh của Fel d 1 đã được xác định. Các chất gây dị ứng là một tetrameric glycoprotein gồm hai disulfua kết nối với heterodimers của chuỗi 1 và 2. Fel d 1 chuỗi 1 và 2 chia sẻ sự tương đồng về cấu trúc với uteroglobin, một thành viên siêu họ secretoglobin; chuỗi 2 là một glycoprotein với các oligosacarit liên kết N, Cả hai chuỗi chia sẻ một cấu trúc xoắn ốc alpha.

Xem thêm

Dị ứng với mèo
Fel 4
Loris chậm

Tham khảo
Upsilon Pegasi

Upsilon Pegasi (La tinh hóa từ υ Pegasi, tên viết tắt là Ups Peg, υ Peg), tên chính thức là Alkarab , là tên của một ngôi sao nằm trong một chòm sao phương bắc bắc tên là Phi Mã. Cấp sao biểu kiến của nó là 4,40, Năm 2016, hiệp hội Thiên văn Quốc tế đã bắt đầu xác định và tiêu chuẩn hóa cho tên các ngôi sao và vào ngày 5 tháng 9 năm 2017, cái tên Alkarab đã được chấp thuận. Sau đó,nó được đưa vào danh sách IAU.
Dữ liệu hiện tại
Theo như quan sát, đây là ngôi sao nằm trong chòm sao Phi Mã và dưới đây là một số dữ liệu khác:

Xích kinh

Xích vĩ

Cấp sao tuyệt đối 0.83

Vận tốc xuyên tâm 8.59&nbsp;km/s

Loại quang phổ F8III

Giá trị thị sai 19,14 +/- 0,18
Tham khảo
A1CF

Yếu tố bổ sung APOBEC1 là một protein mà ở người được mã hóa bởi gen A1CF.

Gen
Sự ghép nối thay thế xảy ra tại quỹ tích này và ba biến thể phiên mã độ dài đầy đủ, mã hóa ba dạng đồng phân riêng biệt, đã được mô tả. Mối nối bổ sung đã được quan sát nhưng bản chất đầy đủ của các biến thể này vẫn chưa được xác định. Sản phẩm gen có ba mô-đun nhận dạng ARN không giống nhau và thuộc họ protein gắn ARN hnRNP R. Nó đã được đề xuất rằng yếu tố bổ sung này hoạt động như một tiểu đơn vị gắn ARN và kết nối APOBEC1 để khử cytidine ngược dòng. Các nghiên cứu cho thấy protein này cũng có thể liên quan đến các sự kiện chỉnh sửa ARN hoặc xử lý ARN khác.

Tương tác
A1CF đã được hiển thị để tương tác với APOBEC1, CUGBP2, và SYNCRIP.

Tham khảo

Liên kết ngoài



Đọc thêm
Dự án Araucaria

Dự án Araucaria - sự hợp tác khoa học quốc tế tập trung vào việc cải thiện hiệu chuẩn thang đo khoảng cách ngoài vũ trụ dựa trên các quan sát các chỉ số khoảng cách chính trong một số thiên hà gần Ngân Hà.

Dự án
Dự án Araucaria là sự hợp tác giữa các nhà thiên văn học từ các tổ chức ở Châu Âu, Chile và Hoa Kỳ. Mục đích chính của nó là cung cấp một hiệu chuẩn được cải thiện của thang đo khoảng cách ngoài địa phương. Trong quá trình thiết lập thang đo khoảng cách ngoài vũ trụ, khó khăn lớn nhất dẫn đến đóng góp lớn nhất hiện nay đối với sự không chắc chắn có hệ thống của hằng số Hubble nằm ở việc xác định khoảng cách tuyệt đối chính xác đến các thiên hà gần đó. Lý do chính cho khó khăn dai dẳng này là ở sự phụ thuộc không xác định của nến tiêu chuẩn sao, được sử dụng để đo khoảng cách của các thiên hà gần đó, về các tính chất môi trường của các thiên hà chủ của chúng (tính kim loại, tuổi của quần thể sao, v.v.). Dự án Araucaria là một nỗ lực để khắc phục tình trạng này đối với một số nến sao quan trọng nhất, bao gồm các biến Cepheid, sao RR Lyrae, sao khổng lồ đỏ và siêu sao xanh có khả năng cung cấp xác định khoảng cách chính xác cho các thiên hà gần đó một khi môi trường của chúng sự phụ thuộc được hiệu chỉnh tốt. Chiến lược của chúng tôi là xác định khoảng cách chính xác bằng cách sử dụng các nến sao khác nhau cho một số thiên hà với các thông số môi trường khác nhau, phân tích cẩn thận sự khác biệt về khoảng cách giữa các nến sao khác nhau và cách chúng thay đổi theo các thông số môi trường của các thiên hà chủ.

Các mẫu thiên hà của dự án này bao gồm NGC 6822, IC 1613 và NGC 3109 trong Nhóm Địa phương và NGC 55, NGC 247, NGC 300 và NGC 7793 trong Nhóm Điêu khắc. Tất cả các thiên hà mục tiêu của chúng ta có thể được phân giải thành các thành phần sao của chúng bằng các kính thiên văn và dụng cụ hiện đại có sẵn cho dự án.

Tham khảo
Sao siêu khổng lồ xanh

trong chòm sao Lạp Hộ.]]
(Hadar) trong chòm sao Bán Nhân Mã.]]

Sao siêu khổng lồ xanh (BSG) là những ngôi sao nóng, sáng, được gọi một cách khoa học là các sao siêu khổng lồ OB. Những ngôi sao này có độ sáng lớp I và quang phổ B9 hoặc cao hơn.

Các sao siêu khổng lồ xanh được tìm thấy ở phía trên bên trái của biểu đồ Hertzsprung–Russell, bên phải dãy chính. Chúng lớn hơn Mặt Trời nhưng nhỏ hơn sao siêu khổng lồ đỏ, với nhiệt độ bề mặt trong khoảng 10,000–50,000 K và độ sáng gấp khoảng từ 10.000 đến 1.000.000 lần độ sáng Mặt Trời.

Tham khảo
EGS-zs8-1

|epoch=J2000 Vào tháng 5 năm 2015, EGS-zs8-1 có độ dịch chuyển quang phổ cao nhất trong số các thiên hà đã biết, có nghĩa là EGS-zs8-1 là thiên hà xa nhất và lâu đời nhất được quan sát thấy. Vào tháng 7 năm 2015, EGS-zs8-1 đã bị vượt qua bởi EGSY8p7 (EGSY-2008532660)

Miêu tả
Độ dịch chuyển đỏ của EGS-zs8-1 được đo ở z = 7,73, tương ứng với khoảng cách di chuyển ánh sáng cách Trái đất khoảng 13,04 tỷ năm ánh sáng và tuổi đời là 13,04 tỷ năm. Thiên hà cho thấy tốc độ hình thành sao cao, do đó, nó giải phóng bức xạ cực đại của nó ở phần cực tím của phổ điện từ, gần Đường phát xạ Lyman-alpha do bức xạ cực mạnh từ các ngôi sao xanh mới hình thành, do đó nó được phân loại là thiên hà phá vỡ Lyman; các thiên hà vỡ sao đỏ cao phát ra đường phát xạ Lyman-alpha. Do hiệu ứng dịch chuyển đỏ vũ trụ gây ra bởi sự giãn nở của không gian theo hệ mét, ánh sáng cực đại từ thiên hà đã bị dịch chuyển đỏ và đã chuyển sang phần hồng ngoại của phổ điện từ.

EGS-zs8-1 được sinh ra sau 670 triệu năm sau Vụ nổ lớn, trong thời kỳ tái tạo và nó có kích thước bằng 15% dải Ngân hà. Thiên hà được phát hiện lớn hơn các thiên hà láng giềng khác trong thời kỳ đó khi vũ trụ vẫn còn rất trẻ. Độ tuổi của những nơi EGS-zs8-1 nó trong giai đoạn i on hóa lại của sự cấu tạo, một thời gian khi hydro bên ngoài thiên hà đã được chuyển từ một trung lập trạng thái ion hóa. Theo các nhà khám phá của thiên hà, EGS-zs8-1 và các thiên hà ban đầu khác có khả năng là nguyên nhân của sự tái hợp.

Khám phá
Vào năm 2013, nhà thiên văn học Yale Pascal Oesch đã phát hiện ra một vật thể sáng bất ngờ trong khi nhìn vào hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble. Sau đó, ông xác nhận sự tồn tại của vật thể bằng Kính viễn vọng Không gian Spitzer. Tính toán dịch chuyển đỏ, sử dụng thiết bị đo quang phổ đa vật thể cho thám hiểm hồng ngoại (MOSFIRE) tại Đài thiên văn WM Keck ở Hawaii, sau đó được thực hiện để xác định chính xác tuổi của thiên hà. Oesch và các đồng nghiệp của ông tại Yale và Đại học California, Santa Cruz đã công bố phát hiện này, được đặt tên là EGS-zs8-1, vào tháng 5 năm 2015 đã vượt qua kỷ lục trước đó về thiên hà lâu đời nhất khoảng 30 triệu năm.

Xem thêm

Tham khảo
Sao siêu khổng lồ đỏ

Sao siêu khổng lồ đỏ (tiếng Anh: Red supergiant, RSG) là những ngôi sao siêu khổng lồ có lớp độ sáng (lớp Jennkes I) thuộc loại quang phổ K hoặc M. Chúng là những ngôi sao lớn nhất trong vũ trụ về mặt thể tích, mặc dù chúng không phải là khối lượng lớn nhất hoặc phát sáng mạnh nhất. Betelgeuse và Antares là những sao siêu khổng lồ đỏ sáng nhất và nổi tiếng nhất, thực sự là những sao siêu khổng lồ đỏ có cường độ sáng cấp 1 duy nhất.

Phân loại
Các ngôi sao được phân loại là sao siêu khổng lồ đỏ trên cơ sở lớp độ sáng quang phổ của chúng. Hệ thống này sử dụng các vạch phổ chẩn đoán nhất định để ước tính trọng lực bề mặt của một ngôi sao, do đó xác định kích thước của nó so với khối lượng của nó. Những ngôi sao lớn hơn phát sáng hơn ở một nhiệt độ nhất định và giờ đây có thể được nhóm lại thành các dải có độ sáng khác nhau.

Sự khác biệt về độ sáng giữa các ngôi sao này thể hiện rõ nhất ở nhiệt độ thấp, trong đó các ngôi sao khổng lồ sáng hơn nhiều so với các ngôi sao có trình tự chính. Sao siêu khổng lồ đỏ có trọng lượng bề mặt thấp nhất và do đó lớn nhất và sáng nhất ở một nhiệt độ cụ thể.

Hệ thống phân loại Yerkes hoặc Morgan-Keenan (MK) khá phổ biến. Nó nhóm các sao thành năm nhóm độ sáng chính được chỉ định bằng các chữ số La Mã.

Tham khảo
Sao xung đôi

Sao xung đôi là một sao xung có sao đôi đồng hành, thường là sao lùn trắng hoặc sao neutron. (Trong ít nhất một trường hợp, đôi pulsar PSR J0737-3039, ngôi sao đồng hành neutron là pulsar khác là tốt.) Pulsar Binary là một trong số ít các đối tượng cho phép các nhà vật lý để kiểm tra thuyết tương đối rộng vì trường hấp dẫn mạnh mẽ trong khu vực lân cận. Mặc dù đồng hành nhị phân với pulsar thường khó hoặc không thể quan sát trực tiếp, nhưng sự hiện diện của nó có thể được suy ra từ thời gian của các xung từ chính pulsar, có thể được đo bằng độ chính xác phi thường bằng kính viễn vọng vô tuyến.

Lịch sử
Sao xung đôi đầu tiên, PSR B1913 + 16 hoặc "Pulsar nhị phân Hulse-Taylor" được phát hiện vào năm 1974 tại Arecibo bởi Joseph Hooton Taylor, Jr. và Russell Hulse, họ đã giành giải thưởng Nobel Vật lý năm 1993. Trong khi Hulse đang quan sát xung nhịp PSR B1913+16 mới được phát hiện, anh nhận thấy tốc độ xung của nó thay đổi thường xuyên. Người ta đã kết luận rằng pulsar đang quay quanh một ngôi sao khác rất gần với tốc độ cao và chu kỳ xung thay đổi do hiệu ứng Doppler: Khi pulsar di chuyển về phía Trái Đất, các xung sẽ thường xuyên hơn; và ngược lại, khi nó di chuyển khỏi Trái Đất, sẽ ít bị phát hiện hơn trong một khoảng thời gian nhất định. Người ta có thể nghĩ về các xung giống như tiếng tích tắc của đồng hồ; những thay đổi trong tiếng tích tắc là dấu hiệu cho thấy những thay đổi về tốc độ của xung và hướng ra khỏi Trái Đất. Hulse và Taylor cũng xác định rằng các ngôi sao có khối lượng xấp xỉ bằng nhau khi quan sát các dao động xung này, khiến chúng tin rằng vật thể khác cũng là một sao neutron. Các xung từ hệ thống này hiện được theo dõi trong vòng 15 μs.

Nghiên cứu về sao xung đôi PSR B1913 + 16 cũng dẫn đến việc xác định chính xác đầu tiên khối lượng sao neutron, sử dụng hiệu ứng thời gian tương đối tính. Khi hai cơ thể ở gần nhau, trường hấp dẫn mạnh hơn, thời gian trôi chậm lại - và thời gian giữa các xung (hoặc tích tắc) được kéo dài. Sau đó, khi đồng hồ sao xung di chuyển chậm hơn qua phần yếu nhất của trường, nó lấy lại thời gian. Một hiệu ứng tương đối đặc biệt, sự giãn nở thời gian, hoạt động xung quanh quỹ đạo theo cách tương tự. Độ trễ thời gian tương đối tính này là sự khác biệt giữa những gì người ta mong đợi để xem liệu sao xung đang di chuyển ở một khoảng cách và tốc độ không đổi xung quanh bạn đồng hành của nó trong một quỹ đạo tròn, và những gì thực sự được quan sát.

Tham khảo
Sao Am

Sao Am hoặc sao dòng kim loại là một loại sao đặc biệt về mặt hóa học thuộc loại quang phổ A có phổ hấp thụ mạnh và thường biến đổi các kim loại như kẽm, stronti, zirconi và bari, và sự thiếu hụt của các loại khác, như calci và scandi. Định nghĩa ban đầu của một ngôi sao Am là một ngôi sao trong đó ngôi sao thể hiện "sự thiếu hụt bề mặt rõ ràng của Ca (và/hoặc Sc) và/hoặc sự dư thừa rõ ràng của nhóm Fe và các nguyên tố nặng hơn".

Sự phong phú tương đối bất thường làm cho loại quang phổ được đánh giá từ các dòng Calci K sớm hơn một cách có hệ thống so với loại được đánh giá từ các dòng kim loại khác. Thông thường, một loại quang phổ chỉ được đánh giá từ các dòng hydro là trung gian. Điều này dẫn đến hai hoặc ba loại quang phổ được đưa ra. Ví dụ, Sirius đã được cung cấp một loại phổ kA0hA0VmA1, chỉ ra rằng đó là A0 khi được đánh giá bởi dòng Calci k, A0V khi phán đoán bởi các dòng hydro của nó và A1 khi được đánh giá bởi các dòng kim loại nặng. Có các định dạng khác, chẳng hạn như A0mA1Va, một lần nữa cho sao Sirius.

Các bất thường hóa học là do một số yếu tố hấp thụ nhiều ánh sáng bị đẩy về phía bề mặt, trong khi các yếu tố khác chìm dưới lực hấp dẫn. Hiệu ứng này chỉ diễn ra nếu ngôi sao có tốc độ quay thấp. Thông thường, các sao loại A quay nhanh. Hầu hết các ngôi sao Am tạo thành một phần của hệ thống nhị phân, trong đó vòng quay của các ngôi sao đã bị chậm lại do phanh thủy triều.

Tham khảo

}}
Sao Ap và Bp

Sao Ap và Bp là những ngôi sao đặc biệt về mặt hóa học (do đó có ghép thêm chữ "p") của loại A và B thể hiện sự dư thừa của một số kim loại, chẳng hạn như stronti, crom và europi. Ngoài ra, sự dư thừa lớn hơn thường được thấy với các nguyên tố praseodymi và neodymi. Những ngôi sao này có tốc độ quay chậm hơn nhiều so với bình thường đối với các sao loại A và B, mặc dù một số vận tốc quay thể hiện lên tới khoảng 100&nbsp;km mỗi giây.

Từ trường
Chúng cũng có từ trường mạnh hơn các sao loại A hoặc B cổ điển trong trường hợp HD 215441, đạt 33,5 &nbsp; k G (3,35 T). Thông thường từ trường của những ngôi sao này nằm trong phạm vi từ vài kG đến hàng chục kG. Trong hầu hết các trường hợp, một trường được mô hình hóa như một lưỡng cực đơn giản là một xấp xỉ tốt và đưa ra lời giải thích về lý do tại sao có một biến thiên định kỳ rõ ràng trong từ trường, vì nếu một trường như vậy không thẳng hàng với trục xoay thì cường độ trường sẽ thay đổi khi ngôi sao quay. Để hỗ trợ cho lý thuyết này, người ta đã lưu ý rằng các biến thể trong từ trường có tương quan nghịch với tốc độ quay. Mô hình này của trường lưỡng cực, trong đó trục từ được bù với trục quay, được gọi là mô hình quay xiên.

Nguồn gốc của từ trường cao như vậy trong các ngôi sao Ap là có vấn đề và hai lý thuyết đã được đề xuất để giải thích chúng. Đầu tiên là giả thuyết trường hóa thạch, trong đó trường là di tích của trường ban đầu trong môi trường liên sao (ISM). Có đủ từ trường trong ISM để tạo ra từ trường cao như vậy thật sự, đến mức lý thuyết khuếch tán xung quanh phải được gọi để giảm trường trong các ngôi sao bình thường. Lý thuyết này không yêu cầu trường duy trì ổn định trong một thời gian dài và không rõ liệu một trường quay xiên như vậy có thể làm như vậy hay không. Một vấn đề khác với lý thuyết này là giải thích tại sao chỉ có một tỷ lệ nhỏ các sao loại A thể hiện những thế mạnh trường cao này. Lý thuyết thế hệ khác là hành động động lực trong lõi quay của các ngôi sao Ap; tuy nhiên, bản chất xiên của trường không thể được tạo ra bởi mô hình này, vì người ta luôn luôn kết thúc với một trường hoặc được căn chỉnh theo trục xoay hoặc ở góc 90 ° với nó. Cũng không rõ liệu có thể tạo ra các trường lưỡng cực lớn như vậy bằng cách giải thích này hay không, do sự quay chậm của ngôi sao. Mặc dù điều này có thể được giải thích bằng cách gọi một lõi quay nhanh với độ dốc xoay cao lên bề mặt, không chắc là trường trục đối xứng có trật tự sẽ xảy ra.

Tham khảo

}}
Sao B(e)

[[Tập tin:ESO-_Reflection_Nebula_around_HD_87643-phot-28a-09-fullres.jpg|phải|nhỏ| Hình mô tả tinh vân xung quanh sao B [e] HD 87643 ]]
Sao B[e] là một ngôi sao loại B với các vạch phát xạ ion hóa trung tính hoặc thấp bị cấm đặc biệt trong phổ của nó. Việc chỉ định kết quả từ việc kết hợp lớp phổ B, chữ thường e biểu thị phát xạ trong hệ thống phân loại quang phổ và dấu ngoặc vuông xung quanh biểu thị các đường cấm. Những ngôi sao này cũng thường xuyên hiển thị các vạch phát xạ hydro mạnh, nhưng tính năng này có mặt trong nhiều loại sao khác và không đủ để phân loại đối tượng B [e]. Các đặc điểm quan sát khác bao gồm phân cực tuyến tính quang học và bức xạ hồng ngoại thường mạnh hơn nhiều so với các sao hạng B thông thường, được gọi là dư hồng ngoại. Vì bản chất B[e] là nhất thời, các sao loại B[e] có thể biểu hiện phổ loại B bình thường vào các thời điểm và các sao loại B bình thường có thể trở thành sao B[e].

Khám phá
Nhiều ngôi sao Be được phát hiện có đặc thù quang phổ. Một trong những đặc thù này là sự hiện diện của các vạch quang phổ bị cấm của sắt bị ion hóa và đôi khi các nguyên tố khác. Vào năm 1973, một nghiên cứu về một trong những ngôi sao này, HD 45677 hoặc FS CMa, cho thấy sự dư thừa hồng ngoại cũng như các đường cấm của [OI], [S II], [FeII], [NiII], và nhiều hơn nữa

Năm 1976, một nghiên cứu về các ngôi sao Be có dư thừa hồng ngoại đã xác định một tập hợp các ngôi sao cho thấy các vạch phát xạ bị cấm từ sắt bị ion hóa và một số nguyên tố khác. Những ngôi sao này đều được coi là khác biệt với chuỗi sao cổ điển Be, mặc dù chúng có vẻ bao gồm một loạt các loại sao khác nhau. Thuật ngữ sao B [e] được đặt ra để nhóm các ngôi sao này.

Tham khảo
Sao bari

Sao bari là các sao có phổ từ G đến K,, có phổ cho thấy sự dư thừa của các nguyên tố quá trình s bởi sự hiện diện của bari bị ion hóa đơn, Ba hóa trị II, ở bước sóng λ 455,4. Các ngôi sao bari cũng cho thấy các đặc tính phổ tăng cường của carbon, các dải của các phân tử CH, CN và C 2. Lớp sao này ban đầu đượcWilliam P. Bidelman và Philip Keenan công nhận và định nghĩa. Lúc đầu sau khi phát hiện ra, chúng được cho là những sao khổng lồ đỏ, nhưng cùng một chữ ký hóa học cũng đã được quan sát thấy trong các ngôi sao dãy chính.

Các nghiên cứu quan sát về vận tốc hướng tâm của chúng cho thấy rằng tất cả các sao bari đều là sao đôi. Quan sát trong tia cực tím bằng cách sử dụng thám hiểm tia cực tím quốc tế đã phát hiện ra có sao lùn trắng trong một số hệ sao bari.

Các ngôi sao bari được cho là kết quả của sự chuyển giao khối lượng trong một hệ sao đôi. Sự chuyển giao hàng loạt xảy ra khi ngôi sao khổng lồ được quan sát hiện đang ở trên dãy chính. Người bạn đồng hành của nó, ngôi sao tài trợ, là một ngôi sao carbon trên nhánh khổng lồ không triệu chứng (AGB), và đã sản xuất các nguyên tố carbon và s-process trong nội thất của nó. Những sản phẩm tổng hợp hạt nhân này được trộn lẫn bằng cách đối lưu với bề mặt của nó. Một số vấn đề đó đã "làm ô nhiễm" các lớp bề mặt của ngôi sao theo trình tự chính khi ngôi sao của người hiến tặng bị mất khối lượng vào cuối quá trình tiến hóa AGB và sau đó nó đã tiến hóa thành sao lùn trắng. Các hệ thống này đang được quan sát tại một khoảng thời gian không xác định sau sự kiện chuyển giao hàng loạt, khi ngôi sao tài trợ từ lâu đã là một sao lùn trắng. Tùy thuộc vào tính chất ban đầu của hệ sao đôi, ngôi sao bị ô nhiễm có thể được tìm thấy ở các giai đoạn tiến hóa khác nhau.

Tham khảo
Sao khổng lồ xanh

Trong thiên văn học, sao khổng lồ xanh là một ngôi sao nóng với lớp độ sáng III (sao khổng lồ) hoặc II (sao khổng lồ sáng). Trong sơ đồ Hertzsprung-Russell tiêu chuẩn, những ngôi sao này nằm phía trên và bên phải dãy chính.

Thuật ngữ này áp dụng cho nhiều ngôi sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, tất cả các ngôi sao tiến hóa đã di chuyển từ chuỗi chính nhưng có ít điểm chung khác, vì vậy, người khổng lồ xanh chỉ đơn giản đề cập đến các ngôi sao trong một khu vực cụ thể của sơ đồ nhân sự chứ không phải là một cụ thể loại sao. Chúng hiếm hơn nhiều so với sao khổng lồ đỏ, bởi vì chúng chỉ phát triển từ những ngôi sao lớn hơn và ít phổ biến hơn, và vì chúng có cuộc sống ngắn ngủi trong giai đoạn sao khổng lồ xanh.

Cái tên sao khổng lồ xanh đôi khi bị áp dụng sai cho các ngôi sao phát sáng có khối lượng lớn khác, chẳng hạn như các ngôi sao có trình tự chính, đơn giản vì các sao này lớn và nóng.

Tính chất
khổng lồ màu xanh so với Algol B, Mặt trời, sao lùn đỏ và một số hành tinh. ]]
Sao khổng lồ xanh không phải là một thuật ngữ được xác định nghiêm ngặt và nó được áp dụng cho nhiều loại sao khác nhau. Điểm chung của chúng là: tăng kích thước và độ sáng vừa phải so với các sao trong dãy chính có cùng khối lượng hoặc nhiệt độ, và đủ nóng để được gọi là màu xanh lam, nghĩa là lớp quang phổ O, B và đôi khi là A. nhiệt độ từ khoảng 10.000 K trở lên, trình tự chính tuổi zero (Zams) khối lượng lớn hơn khoảng gấp đôi so với Mặt trời (M ☉) và Cấp sao tuyệt đối khoảng 0 hoặc sáng hơn. Những ngôi sao này chỉ có bán kính gấp 5-10 lần so với bán kính của Mặt Trời (R ☉), so với những sao khổng lồ màu đỏ mà có bán kính lên đến 100 lần bán kính của Mặt Trời.

Tham khảo
Sao khổng lồ sáng

Sao khổng lồ sáng là các sao khổng lồ có độ sáng độ II trong phân loại quang phổ Yerkes. Đây là những ngôi sao nằm giữa ranh giới giữa những sao khổng lồ và sao siêu khổng lồ bình thường, dựa trên quang phổ của chúng.

Ví dụ về sao khổng lồ sáng
Những ngôi sao nổi tiếng được xếp vào nhóm những sao khổng lồ sáng bao gồm:

Alpha Carinae (Canopus): một sao khổng lồ sáng trắng (loại A)
Epsilon Canis Majoris (Adhara): một sao khổng lồ sáng màu xanh trắng (loại B)
Omicron Scorpii: một sao khổng lồ sáng trắng (loại A)
Theta Scorpii (Sargas): một sao khổng lồ sáng trắng (loại F)
Beta Draconis: một sao khổng lồ sáng màu vàng (loại G)
Beta Capricorni (Dabih): một sao khổng lồ sáng màu cam (loại K)
Alpha Herculis (Rasalgethi): một sao khổng lồ sáng màu đỏ (loại M)
Gamma Canis Majoris (Muliphein) một sao khổng lồ sáng (loại B)

Tham khảo
Sao CEMP

Sao nghèo kim loại tăng cường carbon (Carbon enhanced metal poor stars), thường được gọi là sao CEMP, là một loại sao đặc biệt về mặt hóa học. Các ngôi sao CEMP có [C/Fe]> +1, có nghĩa là so với Mặt Trời, các ngôi sao này đã được tăng cường carbon ít hơn mười lần so với sắt và [Fe/H] Eu/Fe]> +1 và Ba/Eu] +1 và [Ba/Eu]> +0,5 80% số sao CEMP thuộc loại này.

Các sao CEMP-r/s có [Ba/Eu] trong khoảng từ 0 đến +0,5, vì vậy chúng ở dưới mức cho các ngôi sao CEMP-s.

Các sao CEMP-no nào có [Ba/Fe] <0. Khoảng 20% số sao CEMP rơi vào loại này.

Tham khảo
Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô 1970–1974

Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô giai đoạn 1970-1974 hay còn được gọi Hội đồng Bộ trưởng Xô Viết Tối cao Liên Xô khóa VII. Hội đồng được Xô Viết Tối cao Liên Xô phê chuẩn ngày 15/7/1970.

Trong thời gian này Hội đồng Bộ trưởng Liên Xô dưới vai trò quản lý của Chủ tịch Hội đồng Bộ trưởng Alexei Kosygin đã đạt được nhiều thành tựu quan trọng như thu nhập quốc dân tăng 28%, tổng sản lượng công nghiệp - tăng 43% và nông nghiệp - tăng 13%. Khoảng 1000 doanh nghiệp công nghiệp mới được xây dựng trong kế hoạch 5 năm lần thứ chín, vốn đầu tư vượt hơn 339,8 tỷ rúp.

Hội đồng Bộ trưởng khóa VIII kết thúc nhiệm kỳ ngày 26/7/1974 sau khi Xô Viết Tối cao khóa IX phê chuẩn Hội đồng Bộ trưởng mới.
Từ khóa

Chủ tịch Hội đồng Bộ trưởng

Phó Chủ tịch thứ nhất

Phó Chủ tịch

Quản lý nội vụ

Chính phủ

Ủy ban Nhà nước trực thuộc

Ủy ban trực thuộc

Cơ quan ngang bộ

Thành viên khác

Tham khảo
Giải thưởng Bùi Xuân Phái – Vì tình yêu Hà Nội

Giải thưởng Bùi Xuân Phái – Vì tình yêu Hà Nội là giải thưởng thường niên được trao cho những tác giả, tác phẩm, ý tưởng và việc làm có hàm lượng nghệ thuật và khoa học cao, gắn bó với các mặt của đời sống Hà Nội. Các tác phẩm, ý tưởng, việc làm này được công bố hoặc được dư luận biết đến trong thời gian xét giải, từ khoảng tháng 8 năm trước đến tháng 8 năm xét giải.

Lịch sử
Tháng 8 năm 2008, nhân kỷ niệm 20 năm ngày mất của danh họa Bùi Xuân Phái, Giải thưởng Bùi Xuân Phái – Vì tình yêu Hà Nội là sáng kiến của báo Thể thao & Văn hóa và gia đình cố họa sĩ nhằm tìm tòi, phát hiện và tôn vinh những tác giả, tác phẩm, việc làm, ý tưởng có hàm lượng nghệ thuật và khoa học cao, gắn bó với các mặt của đời sống Hà Nội và thấm đượm một tình yêu Hà Nội.

Quy chế
Giải thưởng Bùi Xuân Phái – Vì tình yêu Hà Nội có bốn hạng mục đề cử:

Tham khảo

Liên kết ngoài
Masu Junyangdikul

| nơi sinh = Băng Cốc, Thái Lan
| quốc tịch = Thái Lan
| tên khác = Masu
| học vị = Cử nhân Nghệ thuật Truyền thôngĐại học Bangkok
| nghề nghiệp =
| năm hoạt động = 2011–nay
| đại diện = Channel 3 (2015–nay)
| chiều cao =
| Bạn đời = Panalee Varunwongse
}}

Masu Junyangdikul (; sinh ngày 9 tháng 6 năm 1994), nghệ danh Masu (), là nam diễn viên, người mẫu và DJ Thái Lan. Anh được biết đến qua các vai diễn trong Núi rừng yêu thương (2017), Sóng gió cuộc đời (2017), Khoảnh khắc nhiệm màu (2018), Vì sao dưới trời (2019)...

Sự nghiệp
Masu bắt đầu sự nghiệp của mình từ năm 2011 với cương vị là một trong 9 DJ của kênh Pynk 98 FM. Sau đó anh tham gia sitcom Kleun Sai Wai Bping của đài CH5 với vai diễn DJ Marwin.

Năm 2015, anh kí hợp đồng với đài CH3. Bộ phim đầu tiên Masu xuất hiện là phần 3 (Bò tót), 4 (Tê giác), 5 (Thiên nga) của series Thời đại anh hùng với vai diễn Zhou Kae-sung khi còn trẻ, sau đó Masu tiếp tục nhận vai phụ trong Em muốn làm cô dâu của Matt Peeranee Kongthai và Great Warintorn Panhakarn. Vai chính đầu tiên của Masu là anh chàng mang trong mình năng lực thần kì trong Bu Ram Pram Pra với Mew Piatha Laknara.

Năm 2017, anh lại tiếp tục nhận vai chính là anh chàng quân nhân quả cảm trong Núi rừng yêu thương với Mind Tarika Insuwan. Sau đó, Masu nhận được nhiều sự quan tâm hơn sau khi tham gia bộ phim Sóng gió cuộc đời với vai Jate và đóng cặp cùng Nychaa Nuttanicha Dungwattanawanich.

Năm 2018, bộ phim Khoảnh khắc nhiệm màu đóng với Preem Ranida Techasit và Bomb Tanin Manoonsilp là bộ phim đầu tiên Masu đóng vai chính được chiếu trên khung giờ vàng của CH3.

Năm 2019, Masu đóng vai phản diện trong Bí mật ẩn giấu với Great Warintorn Panhakarn và Diana Flipo. Ngoài ra, Masu còn tham gia vào dự án My Love From Another Star (Vì sao đưa anh tới bản Thái) cùng với Matt Peeranee Kongthai và Nadech Kugimiya.

Các phim đã tham gia
Phim truyền hình

Sitcom

Liên kết ngoài


Tham khảo
Đảng Cộng sản Pakistan (1947)

Đảng Cộng sản Pakistan (viết tắt: PCP từ Pakistan Communist Party) là một bộ phận tách ra từ Đảng Cộng sản Ấn Độ và tồn tại ngắn ngủi chỉ 3 tuần lễ trong mùa hè năm 1947. Đảng được thành lập bởi Teja Singh Swatantar và Fazal Elahi Qurban. Những người sáng lập của Đảng Cộng Pakistan cũng phản đối tuyên bố ranh giới mới của Đảng Cộng sản Ấn Độ trên vùng Kashmir đang tranh chấp.

Ban lãnh đạo CPI đã chống đối mạnh mẽ với sự hình thành của PCP. Vào ngày 18 tháng 7 năm 1947, một lá thư đã được gửi đến tất cả các Ủy ban của Đảng tại Bang Punjab, hướng dẫn họ từ chối PCP. Bản thân Ghosh đã đến thăm các khu vực phía tây của bang Punjab, cố gắng can ngăn các chi nhánh đảng địa phương đứng về phía PCP. Tuy nhiên, người ta đã hiểu rằng hơn một nửa trong số 2.293 thành viên CPI ở Punjab đã ủng hộ PCP. PCP chủ yếu có trụ sở ở miền tây Punjab. PCP đã kêu gọi các chi nhánh CPI ở Tỉnh biên giới Tây Bắc, tại Sindh và Baluchistan tham gia đảng mới. Ở Sindh, nhóm xung quanh Qadir Baksh Nizamani đã hỗ trợ PCP.

Chấm dứt

Tuy nhiên, vào thời điểm PCP được thành lập, Punjab đã bị nhấn chìm trong tình trạng bạo lực lan rộng vào thời gian trước khi Phân chia Ấn Độ. Khi bạo loạn hoành hành, hầu hết các cán bộ cộng sản Sikh và Ấn Độ giáo ở các quận phía tây của bang Punjab đã rời Ấn Độ. Cuộc di cư này đã khiến phong trào cộng sản trên bờ vực sụp đổ ở những vùng đất sẽ sớm hình thành Tây Pakistan. PCP do các lãnh đạo chủ yếu là người Sikh cuối cùng đã nhanh chóng giải thể.

Tham khảo
APOBEC3G

APOBEC3G (enzyme chỉnh sửa apolipoprotein B mRNA, 3G giống như polypeptide xúc tác) là một enzyme người được mã hóa bởi gen APOBEC3G thuộc nhóm siêu protein APOBEC. Họ protein này đã được đóng một vai trò quan trọng trong khả năng miễn dịch chống virus bẩm sinh. APOBEC3G thuộc họ dytinase cytidine xúc tác quá trình khử cytidine thành uridine trong cơ chất DNA sợi đơn. Miền đầu Carbon của A3G biểu hiện hoạt động xúc tác, một số cấu trúc NMR và tinh thể giải thích tính đặc hiệu của chất nền và hoạt động xúc tác

APOBEC3G thực hiện hoạt động miễn dịch kháng retrovirus bẩm sinh chống lại retrovirus, đặc biệt là HIV, bằng cách can thiệp vào sự sao chép thích hợp. Tuy nhiên, lentivirus như HIV đã phát triển protein yếu tố lây nhiễm virus (Vif) để chống lại tác dụng này. Vif tương tác với APOBEC3G và kích hoạt sự Ubiquitin hóa và thoái phân của APOBEC3G thông qua con đường proteasoma.

Gần đây, một cơ chế mới đã được báo cáo trong đó protein Bet của virus bọt (không giống như HIV-1 Vif) làm suy yếu khả năng hòa tan tế bào chất của APOBEC3G.

Khám phá
Enzyme lần đầu tiên được xác định bởi Jarmuz và cộng sự. Enzyme thuộc họ protein từ APOBEC3A dạng 3G, nằm trên nhiễm sắc thể 22 và là một yếu tố tế bào có thể hạn chế sự sao chép của HIV-1 thiếu protein phụ Vif. APOBEC3G thuộc họ protein được nhóm lại với nhau do sự tương đồng của chúng với cytidine deaminase APOBEC1.

Bệnh liên quan
APOBEC3G là yếu tố ức chế chính của sự nhân lên và lây nhiễm HIV-1. Tuy nhiên, Vif chống lại yếu tố kháng retrovirus này, cho phép sản xuất virion HIV-1 khả thi và lây nhiễm khi có hoạt động APOBEC3G. Đặc biệt, Vif ngăn chặn sự kết hợp của APOBEC3G vào virion HIV-1 và thúc đẩy sự phá hủy enzyme theo cách cô lập với tất cả các protein HIV-1 khác.

Mặc dù APOBEC3G thường được nghiên cứu như là một protein quan trọng thể hiện tác dụng kháng vi rút mạnh đối với HIV-1, nhưng các nghiên cứu gần đây làm sáng tỏ tiềm năng của đột biến qua trung gian APOBEC3G để giúp tạo điều kiện cho sự lan truyền HIV-1. Số lượng phản ứng deamino hóa trong các khu vực thích hợp có thể thay đổi, phụ thuộc vào thời gian tiếp xúc với APOBEC3G. Ngoài ra, có một đáp ứng liều giữa nồng độ APOBEC3G nội bào và mức độ tăng đột biến của virus. Một số provirus HIV-1 với phản ứng với đột biến trung gian APOBEC3G đã được chứng minh rằng quá trình này phát triển mạnh, nguyên nhân là chúng thực hiện quá ít đột biến điểm APOBEC3G hoặc do tái tổ hợp giữa một provirus giới hạn có thể gây chết APOBEC3G với một provirus độc lập. Sự gây đột biến dưới mức này góp phần tạo ra sự đa dạng di truyền lớn hơn trong quần thể virus HIV-1, chứng tỏ tiềm năng của APOBEC3G nhằm mục đích tăng cường khả năng thích nghi và lan truyền của HIV-1.

Tham khảo

Liên kết ngoài



Đọc thêm
UDP-galactopyranose mutase

}}
Trong enzyme học, UDP-galactopyranose mutase() là enzyme xúc tác cho phản ứng hóa học

: UDP-D-galactopyranose \rightleftharpoons UDP-D-galacto-1,4-furanose

Enzyme có khả năng biến cơ chất là UDP-D-galactopyranose thành sản phẩm UDP-D-galacto-1,4-furanose.

Enzyme này thuộc họ các đồng phân, đặc biệt là các chất chuyển nội phân tử chuyển các nhóm khác. Tên hệ thống của lớp enzyme này là UDP-D-galactopyranose furanomutase.

UDP-D-galactofuranose đóng vai trò tác nhân hoạt hóa đường để sinh tổng hợp glycoconjugates (chất liên hợp glucid) galactofuranose.

Nghiên cứu cấu trúc
Do UGM không có trong động vật có vú nhưng lại tồn tại trong số một số vi khuẩn gây bệnh, nên enzyme là một mục tiêu kháng sinh khá hấp dẫn. Vào cuối năm 2007, 5 cấu trúc enzyme đã được tìm thấy. Trong PDB, mã của các enzyme là 1I8T, 1V0J, 1WAM, 2BI7 và 2BI8.

Tham khảo
Giải phóng dân tộc (chủ nghĩa Mác)

Giải phóng dân tộc là một chủ đề trong chủ nghĩa Mác, và đặc biệt là sau các ảnh hưởng của Vladimir Lenin trong việc vận động chống chủ nghĩa đế quốc và giành quyền tự quyết của các dân tộc, điều này đã trở thành phổ biến trong phong trào cộng sản, đặc biệt là trong việc ủng hộ giải thoát khỏi chế độ thực dân ở thế giới thứ ba. Giải phóng dân tộc đã được thúc đẩy bởi những người mácxít trở thành quan điểm xã hội chủ nghĩa quốc tế nhiều hơn hơn là giải phóng dân tộc theo quan điểm của phong trào dân tộc tư sản.

Khi lên nắm quyền, Lenin và chính phủ Bolshevik ở Liên Xô tuyên bố rằng tất cả các dân tộc đều có quyền tự quyết. Trong khi Lenin chỉ trích chủ nghĩa dân tộc, ông tuyên bố rằng nguyên nhân giải phóng dân tộc không phải là vấn đề của chủ nghĩa sô vanh, mà là vấn đề của nền dân chủ triệt để.

Xem thêm
Câu hỏi quốc gia
Phân định quốc gia ở Liên Xô
Chủ nghĩa yêu nước xã hội chủ nghĩa

Tham khảo
Nocomis platyrhynchus

Nocomis platyrhynchus là loài cá có nguồn gốc từ West Virginia.
Mô tả
Loài cá này có chiều dài thân trung bình 15,2 centimet và có thể đạt đến 21,4 centimet, cơ thể thon dài và mặt cắt ngang (tiết diện) có hình dạng gần giống hình tròn. Nocomis platyrhynchus có đầu dạng hình tam giác và mỏ nhọn. Miệng có kích thước trung bình và râu ở mỗi bên.

Loài này có tám tia vây ở vây lưng, tám tia vây ở vây bụng, bảy tia vây ở vây hậu môn và 14 đến 17 tia vây ở vây ức.
Sinh sản
Nocomis platyrhynchus sinh sản bằng cách đẻ trứng. Việc đẻ trứng diễn ra ở các gò đẻ trứng bằng sỏi được tạo bởi con. Các gò có xu hướng nằm ở nơi sỏi có kích thước từ nhỏ đến trung bình và tốc độ nước trung bình.
Tình trạng bảo tồn
Loài được xếp hạng ít quan tâm (LC) bởi Liên minh Bảo tồn Thiên nhiên Quốc tế. Nocomis platyrhynchus không bị xem là có nguy cơ tuyệt chủng vì số lượng cá thể lớn và ổn định, phạm vi môi trường sống rộng lớn và thiếu các mối đe dọa trên diện rộng đối với sự tồn tại của loài.
Chú thích
Chi sau

Chi sau là chi phía sau của động vật, đặc biệt là các động vật đi đứng bằng bốn chân. Khi nói về các động vật đi đứng bằng bốn chân, thuật ngữ chân sau thường được dùng thay thế.

Vị trí

Chi sau thuộc phần chi của động vật. Chi sau xuất hiện ở nhiều động vật đi đứng bằng bốn chân. Dù là chi sau, nó có thể gây bệnh ở một số động vật. Cách đi trên chi sau được gọi là đi đứng bằng hai chân.

Lợi ích

Chi sau hữu dụng trong nhiều trường hợp, dưới đây là ví dụ:

Ếch

Ếch có thể dễ dàng thích nghi với môi trường xung quanh bằng cách sử dụng chi sau. Lý do chính là nó có thể nhảy cao để dễ dàng trốn thoát khỏi kẻ săn mồi và cũng để bắt con mồi của mình. Nó có thể thực hiện một số thủ thuật bằng cách sử dụng các chi sau. Ếch có 4 ngón ở chi trước trong khi chi sau có 5 nhón. Các ngón đều không có móng.

Chim

Tất cả các loài thuộc nhóm chim chạy đều đi trên chi sau. Chúng có khả năng đào theo hai hướng ngược nhau bằng cách sử dụng chi sau. Chúng có thể dễ dàng tìm thấy thức ăn khiến chúng thích nghi với môi trường xung quanh. Loài chim nguyên thủy nhất có chân trước là Archaeopercx. Nó thích nghi với việc sử dụng chi trước nhưng không có khả năng bay đường dài, giải thích lý do tại sao loài bị tuyệt chủng. Đà điểu là loài chạy bằng hai chân nhanh nhất. Nó có thể chạy với vận tốc đạt đến 70&nbsp;km/h.

Chi Chuột nhảy hai chân

Khả năng di chuyển bằng hai chân của Chi Chuột nhảy hai chân được coi là một tác nhân để thích nghi. Chi Chuột nhảy hai chân là các loài nhảy xa và có thể nhảy xa đến 18 feet.

Với việc sử dụng chi sau, chúng có thể sống sót trước hệ sinh thái đầy thách thức. Chúng có thể dễ dàng tìm thấy thức ăn và sống sót sau những trở ngại trong môi trường. Một vài loài sử dụng chi sau để chiến đấu.

Động vật hai chân đầu tiên

Động vật hai chân có xương sống đầu tiên là Bolosaurids, là một nhóm các loài bò sát thời tiền sử hiện không có họ hàng nào còn sống. Động vật hai chân đầu tiên là Eudibamus, là một loài nhỏ, chạy nhanh trong thời Kỷ Permi.

Xem thêm
Chi trước

Tham khảo
Di chuyển dưới nước

Di chuyển dưới nước là chuyển động sinh học tiến về phía trước trong một môi trường chất lỏng. Các hệ thống giúp tiến về phía trước đơn giản nhất là lông rung và tiên mao. Việc bơi trong nước đã phát triển một vài lần ở một loạt các sinh vật bao gồm động vật Chân khớp, cá, động vật thân mềm, bò sát, chim và thú.

Tiến hóa trong việc bơi lội
Việc bơi lội đã tiến hóa một vài lần ở các loài không có mối liên quan về dòng giống. Có giả thiết hóa thạch sứa được cho là xuất hiện vào thời kỷ Ediacara, nhưng loài động vật có thể bơi tự do đầu tiên xuất hiện vào thời Cambri sớm và giữa. Chúng có liên quan nhiều nhất đến các loài động vật Chân khớp, bao gồm các loài thuộc họ Anomalocarididae bơi bằng thùy bên trong giống với bộ Mực nang ngày nay. Động vật có dây sống gia nhập hàng ngũ các loài sinh vật trôi vào thời Cambri muộn, và các loài này có lẽ đã bắt đầu bơi từ thời Cambri sớm. Nhiều động vật trên cạn giữ được một số khả năng bơi lội, tuy nhiên một số loài đã trở về môi trường nước và phát triển khả năng di chuyển dưới nước. Tuy nhiên đa phần liên họ Người (bao gồm cả con người) đã mất bản năng bơi lội.

Năm 2013, Pedro Renato Bender, là một nghiên cứu viên tại Viện nghiên cứu của Đại học Witwatersrand về việc tiến hóa của con người, đề xuất một giả thuyết giải thích sự mất đi bản năng đó. Chấm dứt giả thuyết tổ tiên chung cuối cùng của Saci (giả thuyết dựa theo Saci, một nhân vật văn hóa dân gian Brazil không thể vượt qua các rào cản về nước), người ta cho rằng việc mất khả năng bơi lội theo bản năng ở liên họ Người có thể được giải thích rõ ràng nhất là hậu quả của những sự thúc đẩy việc thích nghi với cuộc sống trên cây ở tổ tiên chung gần nhất của liên họ Người. Bender đưa ra giả thuyết rằng loài vượn tổ tiên ngày càng tránh các vùng nước sâu, khi nguy hiểm trong việc tiếp xúc với nước rõ ràng là cao hơn so với lợi ích của việc vượt qua chúng. Việc tiếp xúc với các vùng nước giảm dần sau đó có thể dẫn đến sự biến mất bản năng bơi chó.
Tham khảo
Vây bụng

Vây bụng là cặp vây nằm trên bề mặt bụng của cá. Cặp vây bụng tương đồng với chi sau của động vật bốn chân.

Cấu tạo và chức năng
Cấu tạo
Đối với lớp Cá vây tia, vây bụng gồm hai đai xương có gốc cốt hóa sụn gắn với xương quay. Các tia vây hiện trên da (lepidotrichia) ở vị trí xa các xương quay. Có ba cặp cơ trên mỗi mặt lưng và bụng của đai bụng giúp giản và khép vây từ cơ thể.

Cấu tạo lưng bụng đặc biệt ở lớp Cá vây tia. Cá bống và Họ Cá Lumpsucker điều chỉnh vây bụng của chúng thành một đĩa mút cho phép chúng bám vào các chất nền hoặc leo lên các cấu trúc địa hình, chẳng hạn như thác nước. Ở họ Phallostethidae, con đực điều chỉnh cấu trúc vây lưng bụng vào trong cơ quan giao phối có gai để bám vào con cái trong quá trình giao phối.

File:Pelvic fin skeleton.png| Bộ xương vây bụng của Danio rerio.
File:Zuignap waarmee de zwartbekgrondel zich vastzuigt.JPG|Cá bống điểu chỉnh vây bụng thành một đĩa dính
File:Spiny lumpsucker (Eumicrotremus orbis).jpg|Họ Cá Lumpsucker sử dụng vây bụng có thể điều chỉnh được basm vào chất nền.

Chức năng
Ở trại thái bơi ổn định của lớp Cá vây tia, vây bụng được chủ động kiểm soát và được sử dụng để cung cấp năng lượng cho lực khắc phục. Trong các chuyển động của toàn cơ thể, các chuyển động cẩn thận theo thời gian của vây bụng cho phép vây bụng tạo ra các lực làm giảm lực phát sinh từ toàn bộ cơ thể, giúp cá được ổn định. Về vấn đề di chuyển, dữ liệu điện cơ đồ cho thấy cơ vây bụng được kích hoạt sau khi bắt đầu có sự vận động, chỉ ra rằng vây được sử dụng để ổn định cơ thể nhiều hơn thay vì tạo động lực di chuyển.

Phát triển
Không giống phát triển chi ở động vật bốn chân, trong đó các chồi chi trước và chi sau xuất hiện cùng lúc, chồi vây bụng xuất hiện muộn hơn nhiều so với vây ức. Trong khi chồi vây ức xuất hiện rõ ràng sau 36 giờ thụ tinh (hpf) đối với loài Cá ngựa vằn, chồi vây bụng chỉ xuất hiện rõ ràng vào khoảng 21 ngày sau thụ tinh (dpf), khoảng khi con vật dài 8&nbsp;mm.

Tham khảo
Di chuyển ở cá

, sử dụng nhiều cơ chế khác nhau để tự đẩy mình trong nước]]

Di chuyển ở cá gồm nhiều kiểu di chuyển ở động vật được cá sử dụng, chủ yếu là bơi lội. Tuy nhiên, các nhóm cá khác nhau có các cơ chế đẩy trong nước khác nhau, thường xuyên nhất là chuyển động gợn sóng của cơ thể và đuôi cá và chuyển động bằng vây ở các loài cá chuyên biệt khác nhau. Các hình thức vận động chính ở cá là anguilliform (kiểu di chuyển giống bộ Cá chình), là một kiểu di chuyển tạo ra sóng truyền đều dọc theo cơ thể thon dài; sub-carangiform là kiểu di chuyển có gợn sóng tăng nhanh về biên độ ở phía đuôi; carangiform có sóng tập trung ở gần đuôi, dao động nhanh; thunniform là kiểu bơi nhanh với cái đuôi hình lưỡi liềm lớn và khỏe; và ostraciiform là kiểu di chuyển hầu như không có dao động nào ngoại trừ vây đuôi. Các loài cá đặc biệt hơn di chuyển bằng vây ngực cùng cơ thể cứng lại, giống với loài cá thái dương; và chuyển động bằng cách truyền sóng dọc theo vây dài và cơ thể bất động diễn ra ở loài cá có cơ quan sinh ra điện như các loài thuộc bộ bộ Cá chình điện.

Ngoài ra, một vài loài cá các kiểu "đi bộ", tức là di chuyển trên đất liền, đào hang trong bùn và lướt trong không khí.

Bơi

}}

Cá bơi bằng cách tác dụng lực chống lại nước xung quanh. Có những trường hợp ngoại lệ, xảy ra khi cơ của cá ở hai bên cơ thể tạo ra các sóng gắp lại truyền dọc theo chiều dài của cơ thể từ mũi đến đuôi, thường lớn hơn khi chúng truyền theo chiều dọc. Các véctơ lực tác động lên mặt nước do sự chuyển động của cá và biến mất sau đó, nhưng tạo ra một hợp lực hướng về phía sau, từ đó đẩy cá về phía trước trong nước. Hầu hết các loài cá tạo ra lực đẩy bằng các chuyển động bên của cơ thể và vây đuôi, nhưng nhiều loài khác di chuyển chủ yếu bằng cách sử dụng vây giữa và cặp vây. Nhóm sau bơi chậm hơn, nhưng có thể quay cơ thể nhanh, cần thiết ví dụ như khi sống trong các rạn san hô. Nhưng chúng không thể bơi nhanh như các loài cá sử dụng cơ thể và vây đuôi.
Tham khảo

Liên kết ngoài
How fish swim: study solves muscle mystery
Simulated fish locomotion
Basic introduction to the basic principles of biologically inspired swimming robots
The biomechanics of swimming