vietgpt/wikipedia_vi huggingface dataset:
Phù hiệu Quân đội nhân dân Việt Nam

Phù hiệu Quân đội nhân dân Việt Nam bao gồm: Nền phù hiệu, hình phù hiệu, cành tùng; biểu tượng quân chủng, binh chủng; biển tên; lô gô "(theo Nghị định 82/2016/NĐ-CP ngày 01 tháng 7 năm 2016 của Chính phủ về Quy định Quân hiệu, cấp hiệu, phù hiệu và trang phục của Quân đội nhân dân Việt Nam)."
Phù hiệu được gắn trên ve cổ áo quân phục.
Kết cấu.
Phù hiệu bao gồm nền phù hiệu và hình phù hiệu.
Nền phù hiệu.
Hình dạng: hình bình hành.
Màu sắc:
Nền phù hiệu của cấp tướng có viền mầu vàng rộng 5 mm ở 03 cạnh.
Hình phù hiệu.
Màu sắc: màu vàng.
Danh sách cụ thể:
Phù hiệu kết hợp cấp hiệu.
Nền phù hiệu hình bình hành; Lục quân màu đỏ tươi, Bộ đội Biên phòng màu xanh lá cây, Phòng không - Không quân màu xanh hòa bình, Hải quân màu tím than. Nền phù hiệu của cấp tướng có viền màu vàng rộng 5 mm ở 03 cạnh.
Phù hiệu cấp Tướng.
Trên nền phù hiệu gắn hình phù hiệu, sao màu vàng, riêng cấp tướng binh chủng hợp thành không gắn hình phù hiệu. Số lượng sao:
Ví dụ:
Phù hiệu cấp sĩ quan, học viên là sĩ quan, quân nhân chuyên nghiệp.
Trên nền phù hiệu gắn hình phù hiệu, gạch dọc và sao màu vàng. Cấp tá 02 gạch dọc, cấp úy 01 gạch dọc. Số lượng sao:
Phù hiệu hạ sĩ quan, binh sĩ, học viên.
Hạ sĩ quan: Trên nền phù hiệu gắn hình phù hiệu, 01 vạch dọc và sao màu vàng. Số lượng sao:
Binh sĩ: Trên nền phù hiệu gắn hình phù hiệu, sao màu vàng. Số lượng sao:
Học viên đào tạo sĩ quan; học viên đào tạo hạ sĩ quan, nhân viên chuyên môn kỹ thuật: Gắn hình phù hiệu, 01 vạch dọc màu vàng ở giữa. Vạch dọc của Học viên đào tạo sĩ quan rộng 5 mm, của học viên đào tạo hạ sĩ quan, nhân viên chuyên môn kỹ thuật rộng 3 mm.
Các ví dụ:
Xem thêm.
Quân hàm Quân đội nhân dân Việt Nam
Sóng gamma

Sóng gamma là dao động thần kinh ở người có tần số trong khoảng từ 25 đến 100 Hz, nhưng tần số 40 Hz là tiêu biểu.
Theo một lý thuyết phổ biến, sóng gamma có thể liên quan đến việc tạo ra sự thống nhất của nhận thức có ý thức (vấn đề liên kết "binding problem"). Tuy nhiên, chưa có đồng thuận nào trên lý thuyết; như nhà nghiên cứu CH Vanderwolf đã phát biểu:
Lịch sử.
Trước khi có điện não đồ kỹ thuật số (digital), sóng gamma ban đầu không được chú ý vì điện não đồ tương tự (analog) chỉ có thể đo sóng có tần số nhỏ hơn 25 Hz . Một trong những báo cáo đầu tiên về sóng gamma là vào năm 1964 khi điện não đồ được đo bằng cách cấy điện cực (electrode) vào vỏ não của những con khỉ tỉnh táo (awake monkeys).
Liên quan đến sự thống nhất của ý thức.
Nguồn gốc.
Ý kiến cho rằng các vùng riêng biệt trong não được kích thích đồng thời được đề xuất bởi một nghiên cứu năm 1988 . Nghiên cứu này phát hiện rằng hai tế bào thần kinh dao động đồng bộ (mặc dù chúng không kết nối trực tiếp) khi một vật thể bên ngoài kích thích các trường tiếp nhận tương ứng của chúng. Các thí nghiệm sau đó của nhiều người khác đã xác nhận hiện tượng đối với nhiều trường hợp liên quan đến nhận thức thị giác (visual cognition). Cụ thể, Francis Crick và Christof Koch năm 1990 lập luận rằng có một sự liên hệ đáng kể giữa sự liên kết (binding problem) và ý thức thị giác (visual consciousness) và có thể rằng tần số sóng dao động 40 Hz có liên quan đến sự nhận thức thị giác cũng như sự liên kết thị giác. Sau đó tác giả của bài nghiên cứu đã bày tỏ sự hoài nghi về ý kiến cho rằng sóng não tần số 40 Hz là điều kiện đủ cho nhận thức thị giác (visual awareness).
Bằng chứng đối lập.
Nhiều nhà khoa học thần kinh không thuyết phục về lập luận sóng gamma. Các lập luận chống lại sự tồn tại của sóng gamma cho rằng khả năng là do sai sót trong đo đạc - như: sóng gamma đo bằng EEG có thể trong nhiều trường hợp là sự nhiễu của hoạt động điện cơ - liên quan đến chức năng thần kinh khác, chẳng hạn như chuyển động mắt phút.
Tuy nhiên, những người ủng hộ như O'Nuallain và Andreas Engel cho rằng bằng chứng gamma vẫn tồn tại ngay cả khi các tín hiệu sóng được tách cẩn thận.
Hơn nữa, các nghiên cứu gần đây sử dụng phương pháp đo từ điện não đồ (MEG), không bị nhiễu như đo bằng điện não đồ, đã xác định hoạt động gamma liên quan đến xử lý cảm giác, chủ yếu ở vỏ não thị giác.
Siêu sao Hải Vương

Siêu sao Hải Vương là một hành tinh có khối lượng lớn hơn cả hành tinh sao Hải vương. Những hành tinh này thường được mô tả như là có khối lượng khoảng 5-7 lần so với Trái đất với khối lượng ước tính 20-80 ; ngoài điều này, chúng thường được gọi là hành tinh khí khổng lồ.
Đã có tương đối ít khám phá về loại hành tinh này. Các ví dụ được biết đến bao gồm Kepler-101b, HAT-P-11b và K2-33b.
WASP-107b

 WASP-107b là một hành tinh ngoài hệ Mặt trời thuộc loại siêu sao Hải Vương quay quanh ngôi sao WASP-107. Nó nằm cách Trái Đất 200 năm ánh sáng trong chòm sao Xử Nữ. Phát hiện của nó đã được công bố vào năm 2017 và được chỉ đạo bởi DR Anderson và một nhóm các đồng nghiệp thông qua WASP-South.
Helium được phát hiện trong bầu khí quyển của hành tinh vào năm 2018, khiến đây là lần đầu tiên helium được phát hiện trên một hành tinh ngoài hệ Mặt trời.
Đặc điểm.
WASP-107b là một hành tinh khí khổng lồ ngoài hệ Mặt trời thuộc loại siêu sao Hải Vương nằm cách Trái Đất 200 năm ánh sáng trong chòm sao Xử Nữ. Nó có kích thước gần bằng sao Mộc nhưng khối lượng nó chỉ bằng một phần tám khối lượng của sao Mộc, khiến nó trở thành một trong những hành tinh ngoài hệ Mặt trời có mật độ thấp nhất. Bán kính của nó bằng 0,94 lần sao Mộc, làm cho bầu khí quyển của nó trở nên mịn màng và kết hợp với việc chuyển đổi một ngôi sao K có độ sáng vừa phải, đã làm cho nó trở thành mục tiêu cho đặc tính khí quyển. Nó to gần 8 lần so với ngôi sao của nó giống như sao Thủy so với Mặt trời và quay quanh ngôi sao của nó cứ sau 5,7 ngày. Với nhiệt độ , bầu khí quyển của nó làm cho nó trở thành một trong những ngoại hành tinh nóng nhất được biết đến.
Vụ va chạm sao Mộc ngày 17 tháng 3 năm 2016

Một thiên thể đã va chạm với Sao Mộc, hành tinh lớn nhất trong Hệ Mặt Trời, vào ngày 17 tháng 3 năm 2016. Vật thể được nghi vấn chưa được NASA xác nhận là một tiểu hành tinh hoặc là một sao chổi, nhưng có thể là như vậy.
Chứng cớ.
Một đoạn video được quay bởi Sao Mộc ở Mödling vào ngày 17 tháng 3 bởi một nhà thiên văn nghiệp dư, Gerrit Kernbauer, với kính viễn vọng 20 cm. Trong quá trình quay phim, một ánh sáng xuất hiện ở phía bên phải của Sao Mộc khi nhìn từ ống kính của ông ấy. Một nhà thiên văn nghiệp dư khác, John McKeon, đã đăng một đoạn video được quay bằng kính viễn vọng 11 inch và bộ lọc hồng ngoại của cùng một sự kiện, xác minh đoạn clip mà Kernbauer đã đăng.
Quản lý của Văn phòng Chương trình NEO thuộc NASA tại Phòng thí nghiệm Động cơ phản lực của NASA Paul Jigas đã nói rằng có khả năng lớn hơn vật thể là một tiểu hành tinh chứ không phải là sao chổi.
Va chạm trước.
Một tình huống tương tự đã xảy ra với Sao chổi Shoemaker-Levy 9 vào tháng 7 năm 1994, khi sao chổi vỡ ra và va chạm với Sao Mộc.
Vết Tối Nhỏ

Vết tối nhỏ, đôi khi còn được gọi là Điểm tối 2 hoặc Mắt phù thủy, là một cơn bão xoáy ở phía nam trên hành tinh Hải vương tinh. Đó là cơn bão dữ dội thứ hai trên hành tinh vào năm 1989, khi "Voyager 2" bay qua hành tinh này. Khi Kính viễn vọng Không gian Hubble quan sát Sao Hải Vương vào năm 1994, cơn bão đã biến mất.
Vết Trắng Lớn

Vết Trắng Lớn, còn được gọi là Great White Oval, trên Sao Thổ, được đặt tên tương tự như Vết Đỏ Lớn của Sao Mộc, là những cơn bão định kỳ đủ lớn để có thể nhìn thấy từ Trái Đất qua kính viễn vọng bởi vẻ ngoài màu trắng đặc trưng của chúng. Các vết này có thể rộng vài ngàn km.
"Cassini orbiter" có thể theo dõi trường hợp bão năm 2010-11, còn được gọi là nhiễu loạn tĩnh điện phía Bắc do sự gia tăng nhiễu sóng vô tuyến và plasma, hay Bão lớn mùa xuân.
Dữ liệu của Cassini đã tiết lộ sự mất đi acetylene trong các đám mây trắng, sự gia tăng phosphine và nhiệt độ giảm bất thường ở tâm bão. Sau khi các khía cạnh có thể nhìn thấy của cơn bão lắng xuống, vào năm 2012, một "tiếng ợ" của nhiệt và ethylene đã được phát ra từ hai điểm nóng hợp nhất.
Xảy ra.
Hiện tượng này có phần xảy ra định kỳ ở các khoảng thời gian 28,5 năm, khi bán cầu bắc của Sao Thổ nghiêng nhiều nhất về phía Mặt trời. Sau đây là danh sách các trường hợp nhìn thấy được ghi lại.
Điều đó không được ghi lại trước năm 1876 và nó đã là một bí ẩn, trong một số cách gần giống với khoảng cách quan sát Vết Đỏ Lớn trong thế kỷ 18 và đầu thế kỷ 19; Vết Trắng Lớn (GWS) năm 1876 cực kỳ nổi bật, có thể nhìn thấy ở khẩu độ nhỏ tới 60 mm. Người ta không biết liệu hồ sơ trước đó chỉ đơn giản là thiếu thông tin, hay nếu 1876 GWS thực sự là lần đầu tiên cho kỷ nguyên kính thiên văn. Một số người tin rằng không có kịch bản nào có khả năng.
Năm 1992, Mark Kidger đã mô tả ba mẫu GWS quan trọng:
Dựa trên những quy tắc rõ ràng này, năm 1992 Kidger đã dự báo (không chính xác, đưa ra cho cơn bão 2010-11) rằng GWS tiếp theo sẽ xảy ra ở Vùng ôn đới Bắc năm 2016, và có lẽ sẽ kém ngoạn mục hơn so với năm 1990 GWS.
Đặc điểm và nguyên nhân.
Vết Trắng Lớn thường bắt đầu như những "đốm" rời rạc, nhưng sau đó nhanh chóng mở rộng về kinh độ, như những GWS năm 1933 và 1990; trong thực tế, lần xuất hiện năm 1990 đủ dài để bao vây hành tinh.
Mặc dù mô hình máy tính có từ đầu những năm 1990 cho thấy những sự gia tăng khí quyển khổng lồ này là do sự mất ổn định nhiệt, năm 2015, hai nhà khoa học hành tinh Caltech đã đề xuất một cơ chế chi tiết hơn. Lý thuyết này như khí quyển thượng tầng của sao Thổ trải qua quá trình làm mát theo mùa, nó đầu tiên được ít dày đặc như nước nặng mưa ra ngoài, mật độ tối thiểu, và sau đó trở nên dày đặc hơn như hydro và heli còn lại tiếp tục để làm mát. Các loại khí có mật độ lớp trên thấp có xu hướng triệt tiêu đối lưu, nhưng các lớp trên có mật độ cao không ổn định và gây ra giông bão khi chúng vỡ thành các lớp thấp hơn. Giả thuyết cho rằng các cơn bão bị trì hoãn đáng kể từ ngày đông chí do thời gian cần thiết để bầu không khí rất rộng làm mát. Nhóm nghiên cứu đề xuất rằng những cơn bão tương tự không được nhìn thấy trên Sao Mộc vì hành tinh đó có ít hơi nước trong bầu khí quyển phía trên của nó.
Vành đai của Sao Thổ chặn tầm nhìn của bán cầu bắc từ Trái Đất trong ngày đông chí, vì vậy dữ liệu lịch sử về GWS không có sẵn trong mùa này, nhưng tàu thăm dò không gian Cassini đã có thể quan sát toàn bộ hành tinh kể từ khi nó đến ngay sau khi nó đến đông chí năm 2004.
Vết Tối Lớn

Vết Tối Lớn (Great Dark Spot) (còn được gọi là GDS-89, viết tắt của Great Dark Spot - 1989) là một trong một loạt các điểm tối trên Sao Hải Vương có vẻ ngoài tương tự như Vết Đỏ Lớn của Sao Mộc. GDS-89 là Vết Tối Lớn đầu tiên trên Sao Hải Vương được quan sát vào năm 1989 bởi tàu vũ trụ "Voyager 2 của" NASA. Giống như vị trí của sao Mộc, Vết Tối Lớn là những cơn bão siêu tốc. Tuy nhiên, cấu trúc của chúng tương đối không có mây và không giống như vị trí của Sao Mộc, tồn tại hàng trăm năm, thời gian sống của chúng dường như ngắn hơn, hình thành và tiêu tan cứ sau vài năm. Dựa trên các quan sát được thực hiện với "Voyager 2" và kể từ đó với Kính viễn vọng Không gian Hubble, Sao Hải Vương dường như dành hơn một nửa thời gian của nó xuất hiện với một Vết Tối Lớn.
Đặc điểm.
Vết tối, hình elip (với kích thước ban đầu là 13.000 × 6.600 km, hoặc 8.100 × 4.100 mi) của GDS-89 có kích thước tương đương Trái đất và có hình dạng tương tự như Vết đỏ lớn của sao Mộc. Xung quanh các cơn bão, gió được đo lên tới , ghi nhận là nhanh nhất trong Hệ mặt trời. Vết Tối Lớn được cho là đại diện cho một lỗ hổng trên tầng mây mêtan của sao Hải Vương. Điểm được quan sát tại các thời điểm khác nhau với kích thước và hình dạng khác nhau.
Vết Tối Lớn đã tạo ra những đám mây trắng lớn ở hoặc ngay dưới đỉnh tầng đối lưu tương tự như độ cao của những đám mây ti được tìm thấy trên Trái đất. Tuy nhiên, không giống như các đám mây trên Trái đất được tạo thành từ các tinh thể băng, các đám mây ti của sao Hải Vương được tạo thành từ các tinh thể metan đông lạnh. Và trong khi các đám mây ti thường hình thành và sau đó phân tán trong khoảng thời gian vài giờ, các đám mây trong Vết Tối Lớn vẫn xuất hiện sau 36 giờ, hoặc hai lần quay của hành tinh.
Các vết tối của sao Hải Vương được cho là xảy ra trong tầng đối lưu ở độ cao thấp hơn so với các đặc điểm trên tầng mây trên. Vì chúng là các cấu trúc ổn định có thể tồn tại trong vài tháng, chúng được cho là có cấu trúc xoáy.
Biến mất.
Khi vị trí được chụp lại vào tháng 11 năm 1994 bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble, nó đã biến mất hoàn toàn, khiến các nhà thiên văn học tin rằng nó đã bị che đậy hoặc biến mất. Sự tồn tại của các đám mây đồng hành cho thấy một số vết tối trước đây có thể tiếp tục tồn tại dưới dạng lốc xoáy mặc dù chúng không còn hiển thị dưới dạng một cấu trúc tối. Các điểm tối có thể tan biến khi chúng di chuyển quá gần xích đạo hoặc có thể thông qua một số cơ chế chưa được biết đến khác.
Tuy nhiên, vào năm 2016, một điểm gần như giống hệt nhau đã xuất hiện ở bán cầu bắc của sao Hải Vương. Điểm mới này, được gọi là Vết Tối Lớn phía Bắc (NGDS), vẫn còn nhìn thấy được trong vài năm. Không biết liệu vị trí này có còn tồn tại trên hành tinh hay không, vì các quan sát sử dụng kính viễn vọng Hubble vẫn còn hạn chế.
Xi Pegasi

Xi Pegasi (La tinh hóa từ ξ Pegasi, tên viết tắt là ξ Peg) là định danh Bayer cho một hệ sao đôi nằm trong một chòm sao phương bắc tên là Phi Mã. Ngôi sao chính của hệ sao này là một ngôi sao nằm trong dãy chính loại F và cấp sao biểu kiến của nó là 4,2, nghĩa là ta có thể thấy nó bằng mắt thường. Để có thể nhìn thấy nó rõ ràng nhất, ta cần có một vị trí cách xa thành thị (do sự ô nhiễm ánh sáng làm hạn chế tầm nhìn) và điều kiện thời tiết tốt. Nó lớn hơn mặt trời 86%, khối lượng lớn hơn 17% và tỏa ra ánh sáng hay phát ra năng lượng gấp 4,5 lần mặt trời. Dựa trên giá trị thị sai đo được từ tàu vũ trụ Hipparcos, khoảng cách của nó với mặt trời là khoảng xấp xỉ 53,2 năm ánh sáng.
Khi xem xét hồng ngoại của nó thì cho thấy nó có một sự dư thừa, chứng tỏ nó có sự tồn tại của một cái đĩa sao. Nhưng lại không hề có cái đĩa nào được phát hiện. Một thiên thể đồng hành cùng nó có chung chuyển động riêng được định danh là NLTT 54820, một ngôi sao lùn đỏ nằm ở góc phân tách 11,4" dọc theo vị trí góc 96,9 độ. Khoảng cách vật lí của chúng là 192,3 đơn vị thiên văn.
Bạch sản niêm

Bạch sản niêm/ leukoplakia là một mảng trắng bám chắc trên màng nhầy có liên quan đến tăng nguy cơ ung thư. Các cạnh của mảng tổn thương thường đột ngột và tổn thương thay đổi theo thời gian. Các hình thức nâng cao có thể phát triển các bản vá màu đỏ. Nhìn chung bệnh này không có triệu chứng nào khác. Bạch sản niêm thường xảy ra trong miệng, mặc dù đôi khi niêm mạc ở các phần khác của đường tiêu hóa, đường tiết niệu hoặc bộ phận sinh dục có thể bị ảnh hưởng.
Nguyên nhân của bạch sản niêm chưa được biết rõ. Các yếu tố nguy cơ hình thành bên trong miệng bao gồm hút thuốc, nhai thuốc lá, uống quá nhiều rượu và sử dụng hạt trầu. Một loại bạch sản niêm cụ thể là phổ biến trong các bệnh nhân mắc HIV/AIDS. Đó là một tổn thương tiền ung thư, một sự thay đổi mô trong đó ung thư có nhiều khả năng phát triển. Cơ hội hình thành ung thư tùy thuộc vào loại, với giữa 3-15% bạch sản niêm cục bộ và 70-100% bạch sản niêm tăng sinh phát triển thành ung thư biểu mô tế bào vảy.
Bạch sản niêm là một thuật ngữ mô tả chỉ nên được áp dụng sau khi các nguyên nhân có thể khác được loại trừ. Sinh thiết mô nói chung cho thấy tăng keratin tích tụ có hoặc không có tế bào bất thường, nhưng không phải là chẩn đoán. Các điều kiện khác có thể xuất hiện tương tự bao gồm nhiễm trùng nấm men, lichen planus và dày sừng do chấn thương nhỏ lặp đi lặp lại. Các tổn thương do nhiễm trùng nấm men thường có thể được loại bỏ trong khi những người mắc bệnh bạch cầu không thể.
Khuyến nghị cách điều trị phụ thuộc vào các đặc điểm của tổn thương. Nếu các tế bào bất thường có mặt hoặc tổn thương là phẫu thuật loại bỏ nhỏ thường được đề nghị; mặt khác, theo dõi chặt chẽ tại các khoảng thời gian ba đến sáu tháng có thể là đủ. Mọi người thường được khuyên nên ngừng hút thuốc và hạn chế uống rượu. Trong một nửa trường hợp có khả năng Bạch sản niêm sẽ co lại khi ngừng hút thuốc; tuy nhiên, nếu tiếp tục hút thuốc, có tới 66% trường hợp sẽ trở nên trắng và dày hơn. Tỷ lệ người bị ảnh hưởng ước tính là 1 trận3%. Bạch sản niêm trở nên phổ biến hơn theo tuổi, thường không xảy ra cho đến sau 30 tuổi. Tỷ lệ nhiễm bệnh có thể cao tới 8% ở nam giới trên 70 tuổi.
Địa hình albedo

Địa hình albedo là một khu vực rộng lớn trên bề mặt của một hành tinh (hoặc thiên thể hệ mặt trời khác) cho thấy sự tương phản về độ sáng hoặc bóng tối (suất phản chiếu) với các khu vực lân cận.
Trong lịch sử, các địa hình albedo là các địa hình đầu tiên (và thường duy nhất) được nhìn thấy và đặt tên trên Sao Hỏa và Sao Thủy. Các bản đồ cổ điển ban đầu (như của Schiaparelli và Antoniadi ) chỉ hiển thị các địa hình albedo, và phải đến khi các tàu thăm dò không gian mới thì mới có sự xuất hiện các đặc điểm bề mặt khác như miệng hố.
Trên các thiên thể khác ngoài Sao Hỏa và Sao Thủy, một địa hình albedo đôi khi được gọi là regio.
Trên các vật thể có bầu khí quyển rất dày như Sao Kim hoặc Titan, các địa hình albedo vĩnh viễn không thể được nhìn thấy bằng kính viễn vọng quang học thông thường vì bề mặt không nhìn thấy được, và chỉ nhìn thấy các đám mây và các hiện tượng khí quyển thoáng qua khác. Tàu thăm dò "Cassini hạ Huygens đã" quan sát nhiều địa hình albedo trên hành tinh Titan sau khi đến quỹ đạo của Sao Thổ năm 2004.
Các địa hình albedo đầu tiên từng thấy trên một hành tinh khác là Syrtis Major Planum trên sao Hỏa vào thế kỷ 17.
Ngày nay, nhờ các tàu thăm dò không gian, hình ảnh có độ phân giải rất cao của các đặc điểm bề mặt trên Sao Hỏa và Sao Thủy đã được ghi lại rõ ràng, và danh pháp cổ điển dựa trên các địa hình albedo đã phần nào không được sử dụng. Nó thậm chí còn được sử dụng để quan sát Sao Hỏa dựa trên Trái đất bởi các nhà thiên văn nghiệp dư.
Tuy nhiên, đối với một số vật thể trong Hệ Mặt trời (như Sao Diêm Vương trước nhiệm vụ Chân trời mới), những hình ảnh có sẵn tốt nhất chỉ hiển thị các địa hình albedo. Những hình ảnh này thường được chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble hoặc bằng kính viễn vọng trên mặt đất sử dụng quang học thích nghi.
Cydonia Mensae trên sao Hỏa là một ví dụ về địa hình albedo.
Dày sừng

Dày sừng / Keratosis (từ "kerat-" + "-osis") là sự tăng trưởng của keratin trên da hoặc trên màng nhầy bắt nguồn từ keratinocyte, loại tế bào nổi bật trong lớp biểu bì. Cụ thể hơn, nó có thể nói đến các bệnh sau:
HN Pegasi

HN Pegasi là tên của một sao biến quang trẻ, giống với mặt trời nằm trong một chòm sao phương bắc tên là Phi Mã. Với cấp sao biểu kiến là 5,9 thì theo như quy mô Bortle, ta có thể nhìn thấy nó ở bầu trời của vùng ngoại ô. Do đó, để có thể nhìn thấy nó rõ ràng nhất, ta cần có một vị trí cách xa thành thị (do sự ô nhiễm ánh sáng làm hạn chế tầm nhìn) và điều kiện thời tiết tốt. Các phép đo thị sai thực hiện từ tàu không gian Hipparcos cho ta giá trị thị sai là 55,91, nghĩa là khoảng cách xấp xỉ của nó với chúng ta là khoảng 58 năm ánh sáng.
Nó là một ngôi sao loại G nằm trong dãy chính với quang phổ thuộc loại G0 V CH-0.5 có tuổi khoảng 237 triệu năm. Nó có khối lượng và bán kính lớn hơn mặt trời một chút nhưng kì lạ là tỉ lệ các nguyên tốc khác so với hydro và heli (còn được gọi là độ kim loại) thì thấp hơn. Nó quay quay tương đối nhanh với chu kì khoảng 4,84 ngày.
Khi quan sát hồng ngoại của nó, ta thấy có sự dư thừa hồng ngoại, điều này cho thấy rằng nó có một đĩa sao. Vị trí của nó có lẽ là nằm ở đĩa giữa của Ngân Hà. Nó là một thành viên của mối liên kết gần đó tên là Hercules-Lyra, do nó có chung chuyển động trong không gian với các thiên thể khác trong nhóm.
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 biểu kiến 5.940
Cấp sao tuyệt đối 4.70
Vận tốc xuyên tâm 16,68 +/- 0,09 km/s
Loại quang phổ G0 V CH-0.5
Giá trị thị sai 55,91 +/- 0,45 mas
Black Widow (bài hát của Pristin)

Black Widow là bài hát được thu âm bởi nhóm nhạc nữ Hàn Quốc Pristin cho album mini đầu tiên của họ "Hi! Pristin" (2017). Nó được phối lại và sau đó được phát hành dưới dạng đĩa đơn thứ hai của album vào ngày 19 tháng 5 năm 2017. Bài hát được viết bởi các thành viên Roa và Sungyeon, cũng như Simon Petrén và Ylva Dimberg.
Bối cảnh và phát hành.
Sau chương trình giới thiệu cho đĩa đơn đầu tay "Wee Woo" kết thúc, vào ngày 15 tháng 5, Pristin sẽ quảng bá "Black Widow" như một món quà đặc biệt cho người hâm mộ. Vài ngày sau, vào ngày 19 tháng 5, một phiên bản phối lại của bài hát đã được phát hành trên các nhà bán lẻ kỹ thuật số Hàn Quốc. Mặc dù nó không nhận như một video âm nhạc chuẩn, một video luyện tập vũ đạo với toàn bộ vũ đạo cho bài hát đã được phát hành thông qua kênh YouTube chính thức của Pristin vào ngày 14 tháng 5.
Soạn nhạc.
"Black Widow" là một bài hát uptempo với nhịp đập bẫy, thể hiện mặt tối và gợi cảm của Pristin. Bài hát được sáng tác bởi thành viên của nhóm là Simon Petrén, Ylva Dimberg và Jo Michelle. Phiên bản được phối lại bởi Anchor.
Quảng bá.
Phiên bản album của "Black Widow" đã được trình diễn lần đầu tiên trong một buổi giới thiệu được tổ chức để quảng bá "Hi! Pristin" vào ngày 22 tháng 3. Trong chương trình quảng bá cho single "Wee Woo", Pristin cũng một thời gian ngắn thực hiện bài hát trên một vài chương trình âm nhạc được lựa chọn, bao gồm M Countdown của Mnet. Sau khi các chương trình khuyến mãi được kết thúc, nhóm đã quảng bá phiên bản phối lại của "Black Widow" trong cả tuần dưới dạng đĩa đơn thứ hai của album, cũng được các chương trình âm nhạc gọi là "phiên bản ma cà rồng". Họ bắt đầu trên The Show của SBS MTV vào ngày 16 tháng 5, Show Champion của MBC Music vào ngày 17, và Inkigayo của SBS vào ngày 21. Bài hát cũng được thực hiện trong thời gian lễ hội KCON ở Nhật Bản vào ngày 19. Mặc dù quảng bá, 'Black Widow' thất bại trong việc xác lập vị trí trên các bảng xếp hạng âm nhạc.
Carabao (Ban nhạc)

Carabao (tiếng Thái: คาราบาว) là ban nhạc Thái Lan rất nổi tiếng của hãng Warner Music Thailand được thành lập vào năm 1981.
Scratch

Scratch có thể đề cập đến:
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (), là cơ quan trực thuộc Ban Chấp hành Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô. Ban được thành lập vào năm 1920 với tên gọi là Ban Công tác Bí mật Trung ương Đảng Cộng sản Nga (Bolshevik), bị bãi bỏ ngày 29/8/1991 liên quan đến việc dừng hoạt động của Đảng Cộng sản Liên Xô bởi nghị quyết của Xô Viết Tối cao Liên Xô.
Hoạt động.
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô với nhiệm vụ chính tổng hợp văn kiện, nghị quyết... và các vấn đề tài chính Đảng, cũng như giám sát việc tuân thủ chế độ bí mật trong các cơ quan Đảng, lưu trữ thông tin các cá nhân của Đảng và Nhà nước Liên Xô, nên trở thành một trong những ban có ảnh hưởng nhất ở Liên Xô. Thông qua Ban Tổng vụ toàn bộ văn bản của Trung ương Đảng, bao gồm các tài liệu về KGB của Liên Xô đều được lưu trữ.
Ban Tổng vụ Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô còn chịu trách nhiệm chuẩn bị tài liệu cho các cuộc họp của Bộ Chính trị gồm chương trình nghị sự, ghi chú và tài liệu tham khảo, đề xuất và dự thảo quyết định đã được Ban chuẩn bị và gửi cho các ủy viên và ủy viên dự khuyết Bộ Chính trị. Lãnh đạo ban là Trưởng ban và phó trưởng ban, ngoài ra, cũng tham gia trong tất cả các cuộc họp của Bộ Chính trị (Đoàn chủ tịch) và Ban Bí thư Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô. Trong cơ cấu bộ máy của Trung ương Đảng, Ban Tổng vụ có số lượng nhân viên lớn nhất trong Trung ương Đảng: năm 1982, nó có số lượng 232 nhân viên.
Ban Tổng vụ lưu giữ rất nhiều tài liệu bí mật của Đảng Cộng sản Liên Xô
Tên gọi.
Ban Tổng hợp có nhiều tên gọi khác nhau đến năm 1954 lấy tên là Ban Tổng hợp
Cáp (họ)

Họ Cáp có nguồn gốc từ Ân Thi, Hưng Yên. Tiền thân có tên họ là Cái. Vào thời Hậu Lê, cụ Cái Văn Phùng đổi sang họ Cáp (có thể do phạm huý) để thi cử. Sau đó cụ đỗ tiến sĩ và hiện tại trên bia đá Văn miếu Quốc Tự Giám vẫn còn lưu danh là Cáp Phùng (đỗ Tiến Sĩ năm 1463). Sau này những ai mang họ Cáp đều là hậu duệ của cụ. Do cuộc sống mưu sinh và các biến cố của lịch sử như thế kỷ 15 theo chúa Nguyễn Hoàng, năm 1954, sau 1975 con cháu họ Cáp (Cái) đã và đang sinh sống rải rác hầu như tất cả các vùng miền của cả nước. Theo tư liệu thống kê sơ bộ con cháu họ Cáp đã lập nhà thờ Cáp Tộc ở các địa phương như: Ân Thi, Hưng Yên;Hải Xuân, Hải Lăng, Quảng Trị; ở Cầu Hai, Huế (Cái tộc); Xuyên Mộc, Vũng Tàu; Tánh Linh, Bắc Ruộng, Bình Thuận. Hiện nay vẫn chưa thống kê được số dân của dòng họ là bao nhiêu.
Tham khảo.
Có giai thoại nói rằng:" ngày xưa có một nho sinh họ Cái tham gia thi Hương hai lẫn vẫ không đỗ. Nhưng tục lệ lúc đó là không cho thi ba lần, nên ông ta thêm dấu vào trong chữ họ "Cái"- tiếng hán thành họ Cáp. Sau đó đỗ tiến sỹ và là người khai sinh họ Cáp bây giờ thành.
Đi đứng bằng ba chân

Đi đứng bằng ba chân hay Tripedalism (bắt nguồn từ tiếng Latin tri = ba + ped = chân) là kiểu di chuyển sử dụng ba chân. Người ta phỏng đoán rằng các loài vẹt (Psittaciformes) sử dụng kiểu đi bằng ba chân trong quá trình leo trèo, mặc dù điều này chưa được ghi nhận kỹ càng trong các tài liệu khoa học. Kiểu đi đứng bằng ba chân còn được quan sát bởi K. Hunt ở loài linh trưởng. Điều này thường được quan sát thấy khi con vật đang sử dụng một chi để nắm lấy vật mang theo và do đó đây là kiểu đi đứng không chính thức. Ngoài loài vẹt được phỏng đoán, không có loài nào được biết đến có kiểu di chuyển đi đứng bằng ba chân là kiểu chuẩn, mặc dù sự di chuyển của một vài loài thuộc họ Chân to như kangaroo có xuất hiện việc dồn trọng lượng của chúng lên cơ đuôi và hai chân sau, có thể là một ví dụ đi đứng bằng ba chân trong các kiểu di chuyển ở động vật. Còn có các loài cá ba chân. Một số loài cá này nằm dưới đáy đại dương trên hai tia vây từ hai vây bụng và một tia vây từ vây đuôi.
Đi đứng bằng ba chân khác với kiểu đi đứng bằng hai chân thường gặp ở các loài động vật hai chân và đi đứng bằng bốn chân ở các loài động vật có bốn chân.
Cụt chi ở các loài đi đứng bằng bốn chân và đột biến sinh học.
Có một vài loài động vật ba chân trên thế giới ngày nay, được đặt tên dựa theo các loài có bốn chân (các vật nuôi như chó hay mèo) có một chi bị cụt. Với việc điều trị y khoa đúng cách, hầu hết những con vật bị thương này có thể sống một cuộc sống khá bình thường, mặc dù việc đi đứng bằng ba chân của chúng là không phải do yếu tố tự nhiên. Cũng có vài trường hợp đột biến sinh học hoặc bất thường bẩm sinh ở động vật (cũng như con người) khiến chúng chỉ còn ba chân.
Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô

Ủy ban Thường vụ Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô () là ủy ban thường trực của Đoàn Chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô (Bộ Chính trị Đảng Cộng sản Liên Xô) trong thời gian từ 1952-1953.
Lịch sử.
Trong thời kỳ Stalin nằm quyền, do muốn kiểm soát được thông tin và nhận trực tiếp thông tin từ các vấn đề quan trọng, Stalin đã lập một số Ủy ban Thường vụ thuộc Bộ Chính trị. Tháng 4/1937, Bộ Chính trị thành lập Ủy ban Thường vụ vấn đề bí mật và chính sách đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) () và Ủy ban Thường vụ vấn đề Kinh tế Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) ().
Tháng 12/1945, Bộ Chính trị thành lập Ủy ban Thường vụ Đối ngoại Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (B) ()
Vào ngày 18/10/1952, tại cuộc họp Đoàn chủ tịch Trung ương Đảng Cộng sản Liên Xô, Ủy ban Thường vụ Đối ngoại thuộc Bộ Chính trị Trung ương Đảng Cộng sản toàn Liên bang (Bolshevik) đã được chia thành ba Ủy ban Thường vụ thuộc Ban Chấp hành Trung ương Đảng.
Sau khi Stalin qua đời, các ủy ban thường vụ lần lượt bị bãi bỏ. Ủy ban Thường vụ về các vấn đề đối ngoại và quốc phòng đã bị bãi bỏ vào ngày 5/3/1953, ủy ban về các vấn đề tư tưởng đã bị bãi bỏ vào ngày 21/03/1953.
Hội sinh thái

Hội (hay bang hội sinh thái) là bất kỳ nhóm loài nào khai thác cùng một tài nguyên hoặc khai thác các tài nguyên khác nhau theo những cách liên quan. Không cần thiết rằng các loài trong hội chiếm giữ các hốc sinh thái giống nhau, hoặc thậm chí tương tự. Một hốc sinh thái được định nghĩa là vai trò của một sinh vật trong cộng đồng của nó, tức là cá thể phân hủy, hay cá thể sản xuất chính, v.v... hội được xác định theo vị trí, thuộc tính hoặc hoạt động của các loài thành phần. Ví dụ, chế độ thu nhận chất dinh dưỡng, tính cơ động và khu vực sinh sống mà các loài chiếm giữ hoặc khai thác có thể được sử dụng để xác định hội. Số lượng hội chiếm một hệ sinh thái được gọi là "sự chênh lệch" của nó. Các thành viên của hội trong một hệ sinh thái nhất định có thể cạnh tranh các nguồn tài nguyên, như không gian hoặc ánh sáng, trong khi hợp tác chống lại áp lực gió, thu hút côn trùng thụ phấn hoặc phát hiện động vật săn mồi, như xảy ra giữa linh dương và ngựa vằn sống ở thảo nguyên.
Một hội thường không có ranh giới nghiêm ngặt, hoặc thậm chí được xác định rõ ràng, cũng không cần phải gắn kết về mặt phân loại. Một hội được xác định rộng rãi hầu như sẽ luôn có các hội nhỏ cấu thành; ví dụ, hội chăn thả sẽ có một số loài tập trung vào thức ăn thô xanh, dồi dào, trong khi những loài khác tập trung vào những cây phát triển thấp, mịn hơn. Mỗi hội trong số hai hội đó có thể được coi là hội trong bối cảnh thích hợp, và đến lượt chúng, có thể có các hội phụ trong bối cảnh chọn lọc chặt chẽ hơn. Một số tác giả thậm chí còn nói về các hội theo mô hình tài nguyên phân dạng. Khái niệm này phát sinh trong một số bối cảnh liên quan, chẳng hạn như lý thuyết trao đổi chất của sinh thái học, mô hình tỷ lệ chiếm hữu và phân tích không gian trong sinh thái học, tất cả đều là những khái niệm cơ bản trong việc xác định hội.
Một hội sinh thái không được nhầm lẫn với một nhóm taxocene, một nhóm các sinh vật liên quan đến phát sinh gen trong một cộng đồng không nhất thiết phải chia sẻ các hốc sinh thái giống nhau hoặc tương tự (ví dụ: "cộng đồng côn trùng"). Cũng không phải là một hội giống như một loài chiến lợi phẩm, những sinh vật cùng loài có những kẻ săn mồi và con mồi lẫn nhau.
Kepler-14b

Kepler-14b là một hành tinh ngoài hệ mặt trời trên quỹ đạo xung quanh ngôi sao chính của hệ thống sao đôi Kepler-14. Hiện tại nó là hành tinh duy nhất được biết là tồn tại trong hệ sao này. Kepler-14b có khối lượng gấp 8 lần khối lượng của Sao Mộc và có bán kính 1,14 lần so với Sao Mộc, và nó quay quanh ngôi sao chủ của nó sau mỗi 6,79 ngày. Nó được phát hiện bởi sứ mệnh Kepler do NASA dẫn đầu, ghi nhận hành tinh này là một ứng cử viên hành tinh vào đầu tháng 3 năm 2009, cùng thời điểm phát hiện năm hành tinh đầu tiên được phát hiện bởi Kepler (Kepler-4b đến Kepler-8b). Tuy nhiên, nhóm nghiên cứu không thể xác nhận hành tinh này cho đến khi quan sát theo dõi sâu rộng, vì hình ảnh độ phân giải cao đã giải quyết ngôi sao Kepler-14 như một hệ thống nhị phân quay gần. Nhóm Kepler sẽ không nhận thấy rằng Kepler-14 là một ngôi sao nhị phân chỉ dựa trên các phép đo vận tốc hướng tâm ban đầu (một phương pháp tiêu chuẩn để xác nhận sự tồn tại của một hành tinh) và nhận thấy rằng nếu họ không nhận ra điều này, dữ liệu của họ về Kepler-14b sẽ rất không chính xác.
Khám phá.
Tàu vũ trụ Kepler của NASA, đã được phóng lên tháng 3 năm 2009, thu thập dữ liệu quang đo liên tục trong khoảng thời gian bốn tháng trong một khu vực nhỏ của bầu trời, sử dụng một kính thiên văn Schmidt 0.95m. Khi dữ liệu được thu thập trong giai đoạn này được phân tích, 1235 ứng cử viên hành tinh đã được xác định trong số 150.000 ngôi sao quan sát được; tất cả các ứng cử viên hành tinh này đều bị nghi ngờ là đang quá cảnh các ngôi sao chủ của chúng, trong đó sao định kỳ đi qua trước mặt sao chủ của nó và hơi làm mờ ngôi sao chủ này. Bởi vì dữ liệu được thu thập trên các lần quá cảnh của KOI -98 (sau này gọi là Kepler-14b) dường như rất rõ ràng để chỉ ra một hành tinh, Kepler đã xác định KOI-98 là 1 hành tinh rất sớm trong nhiệm vụ của mình. Dữ liệu về đối tượng quan tâm đã được chuyển đến Chương trình theo dõi Kepler để điều tra tiếp theo.
Sinh vật phù du trong không khí

Aeroplankton (hay các sinh vật phù du trong không khí) là những dạng sống nhỏ bé trôi nổi và trôi dạt trong không khí, mang theo bởi các luồng gió; chúng là loài tiến hóa hội tụ trong khí quyển với sinh vật phù du trong đại dương.
Hầu hết các sinh vật phù du trong không khí có kích thước rất nhỏ đến siêu nhỏ, và nhiều người có thể khó xác định vì kích thước nhỏ bé của chúng. Các nhà khoa học có thể thu thập chúng để nghiên cứu trong bẫy và quét lưới từ máy bay, diều hoặc bóng bay.
Các sinh vật phù du bao gồm nhiều vi khuẩn, bao gồm virut, khoảng 1000 loài vi khuẩn khác nhau, khoảng 40.000 giống nấm và hàng trăm loài nguyên sinh, tảo, rêu và rêu tản. Chúng sống trong một phần của chu kỳ sống của chúng dưới dạng sinh vật phù du trong không khí, thường là bào tử, phấn hoa và hạt rải rác gió.
Một số lượng lớn động vật nhỏ, chủ yếu là động vật chân đốt (như côn trùng và nhện), cũng được đưa lên bầu khí quyển bằng dòng không khí và có thể được tìm thấy trôi nổi vài nghìn feet. Rệp, ví dụ, thường được tìm thấy ở những độ cao khác nhau.
Nhiều loài nhện cố tình sử dụng gió để tự đẩy mình. Con nhện sẽ tìm thấy một điểm thuận lợi (chẳng hạn như một nhánh, hàng rào hoặc bề mặt) và, hướng bụng của nó lên trên, đẩy các sợi tơ mịn từ các cơ quan nhả tơ của nó. Tại một số điểm, lực tác động bằng cách di chuyển không khí trên các sợi tơ đủ lớn để phóng con nhện lên không trung. Điều này được gọi là bay nổi. Những con nhện bay như vậy (ví dụ Linyphiidae) có khả năng trôi dạt cách xa nơi chúng bắt đầu. Sự linh hoạt của các đường kéo tơ của chúng có thể hỗ trợ khí động học cho chuyến bay của chúng, khiến những con nhện trôi dạt một khoảng cách khó đoán và đôi khi là dài.
Kepler-14

Kepler-14 là một hệ thống sao đôi trong chòm sao Thiên Nga, được tàu vũ trụ Kepler nhắm tới để nghiên cứu. Nó là sao chính của một hành tinh được biết đến: Kepler-14b giống như Sao Mộc. Hình ảnh cho thấy Kepler-14 là hệ sao đôi và không phải là sao duy nhất, quá trình xác nhận đã bị kéo dài. Các ngôi sao cách nhau ít nhất 280 AU và các ngôi sao hoàn thành một quỹ đạo xung quanh một khối tâm chung cứ sau 2800 năm. Cả hai ngôi sao đều lớn hơn Mặt Trời. Chúng có độ sáng tuyệt đối tương tự nhau; tuy nhiên, ngôi sao chính sáng hơn khi nhìn từ Trái Đất.
Lịch sử quan sát.
Kepler-14 được xác định là sao chính có thể là một hành tinh trong bốn tháng đầu tiên của dữ liệu hoạt động của Kepler, bắt đầu khi NASA phóng vệ tinh vào tháng 4 năm 2009. Kepler-14 được chỉ định tạm thời với tên KOI-98. Bởi vì tín hiệu quá cảnh của Kepler-14 dường như ngụ ý rằng hành tinh có thể có quỹ đạo ngắn và ảnh hưởng rõ ràng đến độ sáng của Kepler-14, nhóm khoa học Kepler đã chuyển tiếp ứng viên đến Chương trình theo dõi Kepler (KFOP).
KFOP đã sử dụng Máy quang phổ Échelle được nuôi bằng sợi (FIES) trên Kính viễn vọng quang học Bắc Âu để đo vận tốc hướng tâm của Kepler-14 vào tháng 10 năm 2009. Các phép đo vận tốc hướng tâm khác được thu thập bằng Đài thiên văn WM Keck. Dữ liệu FIES và Keck, kết hợp với dữ liệu hình ảnh lốm đốm từ các phép đo quang học thích nghi và cận hồng ngoại WIYN tại Đài thiên văn Palomar và Đài thiên văn MMT, tiết lộ rằng Kepler-14 thực sự là một ngôi sao nhị phân gần, không thể nhận ra dữ liệu vận tốc xuyên tâm.. Do phát hiện mới này, cuộc điều tra sâu hơn về Kepler-14 đã bị hoãn lại cho đến sau khi xuất bản năm hành tinh Kepler mới đầu tiên (những hành tinh quay quanh Kepler-4, Kepler-5, Kepler-6, Kepler-7 và Kepler-8). Phân tích dữ liệu cho thấy, trong số hai ngôi sao thành phần trong hệ thống Kepler-14, cả hai ngôi sao đều có cường độ gần bằng nhau, mặc dù một trong những ngôi sao này mờ hơn. Ngôi sao sáng hơn được chỉ định là thành phần"A"và ngôi sao mờ hơn nhận được chỉ định tên là"B". Tín hiệu quá cảnh được quan sát trên quỹ đạo xung quanh thành phần A của hệ thống, nghĩa là ứng cử viên hành tinh sẽ ở trên quỹ đạo của ngôi sao chính của Kepler-14. Điều này đã được xác nhận vào ngày 7 tháng 8 năm 2010, khi Camera Hồng ngoại trên Kính viễn vọng Không gian Spitzer quan sát Kepler-14 để thu thập dữ liệu trắc quang. Phân tích cả dữ liệu trắc quang Spitzer và dữ liệu vận tốc hướng tâm đã xác nhận ý tưởng hành tinh là nguồn gốc của tín hiệu chuyển tuyến. Hành tinh được chỉ định là Kepler-14b, và điều này đã được công bố cùng với dữ liệu và nghiên cứu về Kepler-14 trong một bài báo tháng 6 năm 2011.
Kepler-41

Kepler-41 hoặc KOI-196 là một ngôi sao trong chòm sao Thiên Nga (Cygnus). Nó là một ngôi sao dãy chính loại G, giống như Mặt trời, và nó nằm cách hệ Mặt Trời 3.680 năm ánh sáng (1130 Parsec). Nó khá giống với Mặt trời, với 115% khối lượng của nó, bán kính 129% so với Mặt trời và nhiệt độ bề mặt là 5.750 K. Có một hành tinh ngoài hệ mặt trời được biết quay quanh Kepler-41.
Hệ hành tinh.
Năm 2011, hành tinh Kepler-41b được phát hiện trên quỹ đạo quanh ngôi sao. Hành tinh quay quanh quỹ đạo cực kỳ gần với Kepler-41, hoàn thành quỹ đạo một lần trong 1,86 ngày. Mặc dù nhận được lượng phóng xạ lớn từ Kepler-41, bán kính của Kepler-41b ban đầu được cho là ít hơn so với Sao Mộc khiến nó trở nên khác thường đối với Sao Mộc nóng, tuy nhiên các quan sát sau đó cho thấy bán kính tăng cao tương tự như các sao Mộc nóng khác. Kepler-41b cũng khá phản chiếu ánh sáng, với suất phản chiếu hình học là 0,30.
Hệ vi sinh thái

Hệ vi sinh thái có thể tồn tại ở những vị trí được xác định chính xác bởi các yếu tố môi trường quan trọng trong không gian nhỏ hoặc siêu nhỏ.
Các yếu tố trong hệ vi sinh thái có thể bao gồm nhiệt độ, pH, môi trường hóa học, cung cấp chất dinh dưỡng, sự hiện diện của cộng sinh hoặc chất rắn, khí quyển (hiếu khí hoặc kỵ khí), v.v.
Vài ví dụ.
Hệ vi sinh thái ao hồ.
Hệ vi sinh thái với lượng nước hạn chế này thường chỉ tồn tại trong thời gian tạm thời và do đó các loài sinh vật có giai đoạn bào tử chịu hạn trong vòng đời hoặc do các sinh vật không cần phải sống trong nước liên tục. Các điều kiện hệ sinh thái áp dụng ở rìa ao điển hình có thể khác hoàn toàn so với các điều kiện xa bờ. Các hệ sinh thái nước cực kỳ hạn chế về không gian có thể được tìm thấy, ví dụ, nước được thu thập trong lá Dứa và "bình đựng" của "Nắp ấm".
Hệ vi sinh thái đất.
Hệ vi sinh thái đất điển hình có thể bị giới hạn ở mức dưới một milimet trong tổng phạm vi độ sâu của nó do sự thay đổi mạnh về độ ẩm và/hoặc thành phần khí trong khí quyển. Kích thước hạt đất và tính chất vật lý và hóa học của chất nền cũng có thể đóng vai trò quan trọng. Do chất rắn chiếm ưu thế trong các hệ thống này, chúng nổi tiếng là khó nghiên cứu bằng kính hiển vi mà không đồng thời phá vỡ sự phân bố không gian tốt của các thành phần của chúng.
Hệ vi sinh thái suối nước nóng trên mặt đất.
Chúng được xác định bởi độ dốc của nhiệt độ nước, chất dinh dưỡng, khí hòa tan, nồng độ muối, v.v... Dọc theo dòng nước chảy trên mặt đất, chỉ riêng độ dốc liên tục của nhiệt độ có thể cung cấp nhiều hệ vi sinh thái khác nhau, bắt đầu từ vi khuẩn ưa nhiệt như Vi khuẩn cổ "Archaebacteria" (100 + °C), tiếp theo là các nhóm ưa nhiệt thông thường (60, 100 °C), vi khuẩn lam (tảo xanh lam) như các sợi động lực của "Oscillatoria" (30, 60 °C), động vật nguyên sinh như Amoeba, luân trùng, sau đó là tảo lục 0-30 °C) vv Tất nhiên các yếu tố khác ngoài nhiệt độ cũng đóng vai trò quan trọng. Suối nước nóng có thể cung cấp các hệ sinh thái cổ điển và đơn giản cho các nghiên cứu vi mô cũng như cung cấp một thiên đường cho các sinh vật không được mô tả cho đến nay.
Hệ vi sinh thái biển sâu.
Nổi tiếng nhất có chứa các sinh vật thuộc các ngành quý hiếm, chỉ được tìm thấy trong vùng lân cận (đôi khi trong phạm vi cm) của các lỗ thông núi lửa dưới nước (hoặc các "smoker"). Những hệ sinh thái này đòi hỏi kỹ thuật lặn và thu thập cực kỳ tiên tiến để khám phá khoa học.
Hệ vi sinh thái khép kín.
Một trong số đó được niêm phong và hoàn toàn độc lập với các yếu tố bên ngoài, ngoại trừ nhiệt độ và ánh sáng. Một ví dụ điển hình là một cây được đựng trong bình kín và chìm dưới nước. Không có yếu tố mới nào có thể xâm nhập hệ sinh thái này.
Hệ sinh thái vĩ mô

Hệ sinh thái vĩ mô là lĩnh vực sinh thái học liên quan đến nghiên cứu mối quan hệ giữa các sinh vật và môi trường của chúng ở quy mô không gian lớn để mô tả và giải thích các mô hình thống kê về sự phong phú, phân bố và đa dạng. Thuật ngữ được đặt ra bởi James Brown của Đại học New Mexico và Brian Maurer của Đại học bang Michigan trong một bài báo năm 1989 trên tạp chí "Science".
Hệ sinh thái vĩ mô tiếp cận ý tưởng nghiên cứu hệ sinh thái bằng cách sử dụng phương pháp "từ trên cao xuống thấp". Nó tìm kiếm sự hiểu biết thông qua việc nghiên cứu các thuộc tính của toàn bộ hệ thống; Kevin Gaston và Tim Blackburn đã tiến hành so sánh phân tích để có thể nhìn thấy tổng thể từ chi tiết.
Hệ sinh thái vĩ mô kiểm tra sự phát triển toàn cầu trong biến đổi khí hậu ảnh hưởng đến quần thể động vật hoang dã. Các câu hỏi sinh thái cổ điển có thể nghiên cứu thông qua các kỹ thuật vĩ mô bao gồm các câu hỏi về sự phong phú của loài, độ dốc vĩ độ trong đa dạng loài, đường cong khu vực loài, kích thước phạm vi, kích thước cơ thể và sự phong phú của loài. Ví dụ, mối quan hệ giữa sự phong phú và phạm vi phân bố (tại sao các loài duy trì kích thước quần thể địa phương lớn có xu hướng phân bố rộng rãi, trong khi các loài ít phong phú hơn có xu hướng phân bố hẹp hơn) đã nhận được nhiều sự chú ý.
Liên kết ngoài.
Tạp chí khoa học về hệ sinh thái vĩ mô:
Kappa Coronae Borealis b

Kappa Coronae Borealis b là một hành tinh ngoài hệ mặt trời cách chúng ta khoảng 102 năm ánh sáng trong chòm sao Bắc Miện (Corona Borealis). Hành tinh này được phát hiện bởi Johnson và cộng sự, người đã sử dụng phương pháp vận tốc hướng tâm để phát hiện sự chao đảo của ngôi sao gây ra bởi một hành tinh di chuyển xung quanh bởi lực kéo của nó. Nó được phát hiện lần đầu tiên vào tháng 9 năm 2007 và được thông báo vào tháng 11.
Hành tinh có khối lượng 1,8 sao Mộc hoặc 570 khối lượng Trái Đất. Mặc dù chỉ có khối lượng tối thiểu được biết đến vì độ nghiêng không được biết đến. Nó quay quanh quỹ đạo ở khoảng cách 2,7 đơn vị thiên văn hoặc 400 gigamét và mất 1.208 ngày hoặc 3.307 năm để quay quanh Kappa Coronae Borealis.
Lịch sử Đức (1945–1990)

Lịch sử Đức giai đoạn 1945 đến 1990 là giai đoạn kể từ khi Hội nghị Potsdam sinh ra hiệp ước chung vào ngày 1 tháng 8 năm 1945, đất nước và dân tộc Đức cuối cùng đã bị ba nước chiến thắng lớn nhất (Mỹ, Anh, Liên Xô) tự ý chia cắt thành hai miền riêng biệt theo hai ý thức hệ chính trị đối lập; kéo dài cho đến khi tái thống nhất hòa bình vào ngày 3 tháng 10 năm 1990. Đức bị tước bỏ mọi quyền lợi mà họ giành được trước và trong Thế chiến, các vùng lãnh thổ phía Đông bị Ba Lan và Liên Xô sáp nhập. Vào cuối cuộc chiến, có khoảng 8 triệu người nước ngoài ở Đức, chủ yếu là tù nhân và lao động cưỡng bức, trong đó có hơn 400.000 người từ phần hệ thống Trại tập trung của Đức Quốc xã toàn hầu khắp châu Âu, chỉ một phần ở trong số đó là sống sót, còn phần nhiều đã bị chết do đói, điều kiện thời tiết khắc nghiệt hoặc bị giết hay bị bắt bị ép làm việc đến chết. Hơn 10 triệu người tị nạn nói tiếng Đức đã di cư đến Đức từ các quốc gia ở Trung và Đông Âu. Khoảng 9 triệu người Đức là tù nhân chiến tranh, phần đông bị buộc phải làm lao động cưỡng bức trong nhiều năm, nhằm tái thiết rất nhiều các quốc gia bị thiệt hại trong chiến tranh bởi Đức gây ra. Đức bị Pháp sáp nhập Saarland năm 1946 nhưng được nước Tây Đức thu hồi hoàn toàn năm 1957 nhờ hòa bình và ngoại giao.
Trong Chiến tranh Lạnh, nước Đức bị chiếm đóng bởi quân Đồng minh phương Tây (Hoa Kỳ - dẫn đầu, Anh và Pháp) ở miền tây lãnh thổ và Liên Xô chiếm miền đông. Chế độ quân quản của khối Đồng minh phương Tây và Liên Xô kéo dài cho đến khi thành lập hai nước ở hai miền vào năm 1949:
Sau phục hồi; bắt đầu Kỳ tích sông Rhine ở 1955, Tây Đức phát triển nhanh chóng và rất mạnh, trở thành nền kinh tế thịnh vượng nhất toàn châu Âu. Dưới sự lãnh đạo của Konrad Adenauer; Tây Đức đã thiết lập mối quan hệ chặt chẽ với Pháp, Israel, và đặc biệt là Hoa Kỳ. Tây Đức cũng gia nhập Tổ chức Hiệp ước Bắc Đại Tây Dương (NATO) cùng Cộng đồng kinh tế châu Âu (sau này trở thành Liên minh châu Âu). Còn Đông Đức bị đình trệ vì nền kinh tế của quốc gia này được tổ chức cơ bản để đáp ứng các nhu cầu kinh tế của Liên Xô, cảnh sát mật ("stasi") kiểm soát chặt chẽ cuộc sống hàng ngày và Bức tường Berlin ngăn chặn dòng người tị nạn chạy về phía Tây Đức. Sau 1 cuộc "Die Wende" hay còn gọi là cuộc Cách mạng hòa bình góp phần lớn khiến khối Cộng sản do Liên Xô dẫn đầu đã bị sụp đổ hẳn, Đức tái thống nhất vào năm 1990 sau khi được 4 cường quốc thắng trận cho phép độc lập hoàn toàn, kể từ đó đến nay luôn luôn duy trì là một đại cường quốc trên thế giới.
Hạt (vật lý Mặt Trời)

Hạt trên quang quyển của Mặt Trời do dòng đối lưu (như cột nhiệt, ô Bénard) plasma trong vùng đối lưu của Mặt Trời gây ra. Sự xuất hiện như hạt của quang quyển Mặt Trời được tạo ra từ phần đỉnh của các ô đối lưu này và được gọi là "tạo hạt".
Phần nổi lên của hạt nằm ở trung tâm nơi plasma nóng hơn. Các rìa mé ngoài của hạt tối hơn do plasma lạnh hơn chìm xuống (Các thuật ngữ "tối hơn" và "lạnh hơn" chỉ đơn giản là để so sánh với plasma sáng hơn, nóng hơn. Vì độ sáng tăng theo lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ nên ngay cả một sự mất nhiệt nhỏ cũng tạo ra độ tương phản độ sáng lớn; plasma "lạnh hơn", "tối hơn" này thực ra nóng hơn và sáng hơn rất nhiều so với phản ứng nhiệt nhôm). Ngoài biểu hiện bề ngoài rõ ràng, điều có thể được giải thích bằng chuyển động đối lưu, các đo đạc dịch chuyển Doppler của ánh sáng từ các hạt riêng lẻ cung cấp bằng chứng về bản chất đối lưu của hạt.
Một hạt điển hình có đường kính cỡ , vận tốc điển hình và kéo dài từ 8 đến 20 phút trước khi tiêu tan. Tại bất kỳ thời điểm nào thì bề mặt của Mặt Trời cũng được khoảng 4 triệu hạt bao phủ. Bên dưới quang quyển là một lớp "siêu hạt" có đường kính lên tới với tuổi thọ lên tới 24-48 giờ.
Facula

Facula (số nhiều: faculae ), Latin nghĩa là "ngọn đuốc nhỏ", nghĩa đen là một khu vực "sáng tại chỗ". Thuật ngữ này có một số cách sử dụng kỹ thuật phổ biến. Nó được sử dụng trong danh pháp hành tinh để đặt tên các đặc điểm bề mặt nhất định của các hành tinh và mặt trăng, và cũng là một loại hiện tượng bề mặt trên Mặt trời. Ngoài ra, một vùng sáng trong trường chiếu của nguồn sáng đôi khi được gọi là facula và các nhiếp ảnh gia thường sử dụng thuật ngữ này để mô tả các đặc điểm sáng, điển hình trong các bức ảnh tương ứng với nguồn sáng hoặc phản xạ sáng trong ảnh bị lệch.
Faculae mặt trời là những điểm sáng hình thành trong các hẻm núi giữa các hạt mặt trời, các tế bào đối lưu tồn tại trong thời gian ngắn vài nghìn km xuyên qua đó liên tục hình thành và tiêu tan trong khoảng thời gian vài phút. Faculae được sản xuất bởi nồng độ của các đường sức từ. Nồng độ mạnh của faculae xuất hiện trong hoạt động của mặt trời, có hoặc không có vết đen. Faculae và các vết đen mặt trời đóng góp đáng chú ý vào các biến thể trong " hằng số mặt trời ". Các quyển sắc đối tác của một khu vực facular được gọi là một plage.
Faculae Cererian ban đầu được suy đoán để đề xuất sự vượt trội ở hiện tại hoặc trong quá khứ trên Ceres, có lẽ là do núi lửa hoặc hoạt động của sao chổi. Cụm điểm sáng nhất (Cereale Facula) nằm ở trung tâm của một miệng núi lửa gọi là Occator. Những đặc điểm sáng này có suất phản chiếu khoảng 40%, sáng hơn bốn lần so với bề mặt trung bình của Ceres. Các đốm dường như chủ yếu là natri cacbonat (), ngụ ý rằng hoạt động thủy nhiệt theo sau sự bốc hơi của nước có lẽ là điều tạo ra các đốm.