title: Vùng hải ngoại

text:
Vùng hải ngoại () là một quyết định gần đây trao cho các tỉnh hải ngoại có quyền hạn tương đương như của các vùng ở Lãnh thổ chính quốc Pháp. Các vùng đã có những quyền hạn này kể từ năm 1982, khi chính sách phân cấp quản lý của Pháp quyết định họ được bầu ra Hội đồng Vùng cùng với các vùng khác. Chỉ đến khi có các thay đổi hiến pháp năm 2003 thì các khu vực này hiện nay mới được gọi là vùng hải ngoại, thực sự là từ ngữ mới của Hiến pháp không nhằm ưu tiên cho một trong hai tỉnh hải ngoại hoặc vùng hải ngoại, mặc dù vậy từ vùng hải ngoại hầu như không được sử dụng trên phương tiện truyền thông Pháp.
Các vùng hải ngoại:
Guyane thuộc Pháp ở Nam Mỹ
Guadeloupe ở Bắc Mỹ (Caribe)
Martinique ở Bắc Mỹ (Caribe)
Réunion ở châu Phi (Ấn Độ Dương)
Mayotte tại châu Phi (Ấn Độ Dương)
Saint Pierre và Miquelon đã từng là một tỉnh hải ngoại, nhưng bị hạ cấp thành một cộng đồng hải ngoại vào năm 1985, trước khi thành lập vùng hải ngoại.

Xem thêm
 Phân cấp hành chính Pháp
 tỉnh hải ngoại và lãnh thổ hải ngoại thuộc Pháp

Tham khảo

Liên kết ngoài
 Ministère de l'Outre-Mer
 some explanations about the past and current developments of DOMs and TOMs (bằng tiếng Pháp)

Sơ khai địa lý Pháp


title: Saint-Agnan-le-Malherbe

text:
Saint-Agnan-le-Malherbe là một xã ở tỉnh Calvados, thuộc vùng Normandie ở tây bắc nước Pháp.

Dân số

Xem thêm
Xã của tỉnh Calvados

Tham khảo

Liên kết ngoài
 Saint-Agnan-le-Malherbe sur le site de l'Institut géographique national

Xã của Calvados


title: Ischnura pruinescens

text:
Ischnura pruinescens là một loài chuồn chuồn kim trong họ Coenagrionidae.

Ischnura pruinescens được Tillyard miêu tả khoa học năm 1906.

Chú thích

Tham khảo

Ischnura


title: La Ferrière-Bochard

text:
La Ferrière-Bochard là một xã thuộc tỉnh Orne vùng Normandie tây bắc nước nước Pháp. Xã này nằm ở khu vực có độ cao trung bình 150 mét trên mực nước biển.

Tham khảo

INSEE

Ferrierebochard


title: Naucelle (tổng)

text:
Tổng Naucelle là một tổng thuộc tỉnh Aveyron trong vùng Occitanie.

Địa lý
Tổng này được tổ chức xung quanh Naucelle ở quận Rodez. Độ cao khu vực này dao động từ 290 m (Cabanès) đến 724 m (Quins) với độ cao trung bình 498 m.

Hành chính

Các đơn vị trực thuộc
Tổng Naucelle gồm 8 xã với dân số 4 544 người (điều tra dân số năm 1999, dân số không tính trùng)

|-
| Cabanès || align="right" | 220 || align="right" | 12800 || align="right" | 12041
|-
| Camjac || align="right" | 554 || align="right" | 12800 || align="right" | 12046
|-
| Centrès || align="right" | 599 || align="right" | 12120 || align="right" | 12065
|-
| Meljac || align="right" | 155 || align="right" | 12120 || align="right" | 12144
|-
| Naucelle || align="right" | 1 796 || align="right" | 12800 || align="right" | 12169
|-
| Quins || align="right" | 644 || align="right" | 12800 || align="right" | 12194
|-
| Saint-Just-sur-Viaur || align="right" | 222 || align="right" | 12170 || align="right" | 12235
|-
| Tauriac-de-Naucelle || align="right" | 354 || align="right" | 12800 || align="right" | 12276
|}

Biến động dân số

Tham khảo

Liên kết ngoài
 Tổng Naucelle trên trang mạng của Insee
 plan du canton de Naucelle sur Mapquest
 Vị trí của tổng Naucelle trên bản đồ Pháp

Naucelle


title: Chimarra mussaua

text:
Chimarra mussaua là một loài Trichoptera trong họ Philopotamidae. Chúng phân bố ở miền Australasia.

Tham khảo

Chimarra


title: Digny

text:
Digny  là một xã thuộc tỉnh Eure-et-Loir trong vùng Centre-Val de Loire ở bắc trung bộ nước Pháp. Xã này nằm ở khu vực có độ cao trung bình 204 mét trên mực nước biển.

Tham khảo

Xã của Eure-et-Loir


title: Tuyệt cú

text:
Tuyệt cú (絕句) còn gọi là tiệt cú, đoạn cú, tuyệt thi là thể thơ lưu hành từ thời nhà Đường, làm theo lối thơ luật hay thơ cổ, cứ bốn câu một giải. Thường gặp nhất có bài gồm một giải hoặc hai giải: tiền giải và hậu giải, ngoài ra thơ cổ trường thiên thì các giải này không nhất định. Nhân dựa vào lối thơ luật mà bài thơ tuyệt cú ngắt ra bốn câu có từ hai đến ba vần bằng thì gọi là tuyệt cú thể luật, vận vần trắc mà không theo niêm luật thì gọi là tuyệt cú thể cổ.

Hai thể loại chủ yếu của thể tuyệt cú là Ngũ ngôn tuyệt cú và Thất ngôn tuyệt cú (đặc biệt là Ngũ ngôn tứ tuyệt và Thất ngôn tứ tuyệt).

Một bài thơ tuyệt cú thể luật có thể lấy (ngắt, tuyệt) từ một bài thơ thất luật hay ngũ luật nhưng phải theo quy tắc sau:
 Lấy đề, thực làm một bài, thì phải có ba vần và hai câu thực phải đối nhau.
 Lấy đề, luận làm một bài thì phải có ba vần và hai câu luận đối nhau.
 Lấy đề, kết làm một bài thì phải có ba vần và không cần đối nhau.
 Lấy luận, kết làm một bài thì phải có hai vần và hai câu luận phải đối nhau.
 Lấy thực, luận làm một bài thì phải có hai vần và trong bốn câu đều phải có đối.

Giang thôn tức sự của Tư Không Thự là một thí dụ:
Bãi điếu quy lai bất hệ thuyềnGiang thôn nhật lạc chính kham miên
Túng thiên nhất dạ phong xuy khứ
Chỉ tại lô hoa thiển thủy biênMột bài tuyệt cú thể cổ không cần theo luật này và thường vận vần trắc, và các giải cũng ngẫu hứng không nhất định.
Xuân hiểu của Mạnh Hạo Nhiên là một ví dụ:Xuân miên bất giác hiểu
Xứ xứ văn đề điểuDạ lai phong vũ thanhHoa lạc tri đa thiểu?

Thơ tuyệt cú lấy lời nói gần, hàm súc mà tình xa, ý sâu làm trọng. Ngôn ngữ uyển chuyển, biến hoá ở câu thơ thứ ba, nếu chỗ chuyển này mềm mại sẽ giữ được huyết mạch của toàn bài và làm cho câu cuối cùng hoặc vút lên cao ngất hoặc trôi đi như thuyền thuận nước...

Trong Đường thi, tuyệt cú là một thể thơ được ưa chuộng vì thể Cổ phong đề cao phải khởi chỗ diểu nhiên, kết chỗ du nhiên; thể Luật quá khuôn phép, gò bó. Thi nhân đời Đường làm thơ theo thể tuyệt cú có thể bày biện được chỗ khoáng đạt trong lòng  mà vẫn giữ được vẻ cổ kính, phiêu nhiên, cao nhã là đặc trưng của thời đại thi ca này.

Tham khảo


title: Semiotus spinosus

text:
Semiotus spinosus là một loài bọ cánh cứng trong họ Elateridae. Loài này được Wells miêu tả khoa học năm 2007.

Chú thích

Tham khảo

Semiotus


title: (6857) 1990 QQ

text:
(6857) 1990 QQ là một tiểu hành tinh vành đai chính. Nó được phát hiện bởi Eleanor F. Helin ở Đài thiên văn Palomar ở Quận San Diego, California, ngày 19 tháng 8 năm 1990.

Xem thêm
Danh sách các tiểu hành tinh: 6001–7000

Tham khảo

Liên kết ngoài
JPL Small-Body Database Browser

Thiên thể phát hiện năm 1990
Được phát hiện bởi Eleanor F. Helin
Tiểu hành tinh vành đai chính


title: Bulbophyllum heteroblepharon

text:
Bulbophyllum heteroblepharon là một loài phong lan thuộc chi Bulbophyllum.

Chú thích

Tham khảo

The Bulbophyllum-Checklist
The internet Orchid species Photo Encyclopedia

heteroblepharon]]

H


title: Prionolabis mecocera

text:
Prionolabis mecocera là một loài ruồi trong họ Limoniidae. Chúng phân bố ở miền Ấn Độ - Mã Lai.

Tham khảo

<references>

Liên kết ngoài

Prionolabis
Limoniidae ở vùng Indomalaya


title: Mohinga

text:
Mohinga (, ; còn phát âm là mont hin gar) là món bún nước lèo với cá tại Myanmar và là một phần thiết yếu trong ẩm thực Miến Điện. Ngoài ra, món ăn này còn được xem là quốc thực của Myanmar. Mohinga luôn có mặt tại hầu khắp vùng miền trên đất nước. Tại thành phố lớn, gánh hàng rong và hàng quán đường phố thường bán hàng tá tô bún mohinga cho dân địa phương và người qua đường. Thường được ăn vào bữa sáng, ngày nay món ăn này ngày càng được thưởng thức nhiều hơn trong ngày.

Lịch sử và nguồn gốc
Nguồn gốc của mohinga rất khó xác định do không còn ghi chép nào sót lại. Công cụ chế biến món có niên đại từ thời thành bang Pyu dùng để lên men gạo đã được phát hiện, dẫn đến kết luận rằng truyền thống làm bún gạo – loại tinh bột cốt yếu dùng đế nấu mohinga - đã có từ lâu đời. Đề cập sớm nhất về mohinga có từ triều đại Konbaung, trong bài thơ alinga của nhà thơ U Ponnya. Nhà sử học Miến Điện Khin Maung Nyunt đã kết luận rằng trong thời kỳ tiền thuộc địa, mohinga có thể là một món ăn của dân thường, vì công thức chế biến "mohinga" không thể tìm ra trong các ghi chép và sách dạy nấu ăn.

Vào nửa sau thời Bagyidaw, một nhà thơ tên là U Min nổi lên và gọi "mohinga" là "mont di" (မုန့်တီ) trong một cuộc thi thơ ca. Trong lúc từ ngữ mont ti hiện tại dùng để chỉ đến hàng loạt các món bún gạo khác ở Myanmar ngày nay, thì một bộ phận nhỏ tiếp tục sử dụng "mont ti" để chỉ đến món mohinga. Nhiều vùng miền khác nhau trong cả nước cũng chỉ đơn giản gọi mohinga là "mont" (မုန့်) hay "mont hin" (မုန့်ဟင်း).

Chế biến
Thành phần chính của mohinga là bột đậu gà và/hoặc gạo rang giã nhỏ, tỏi, hẹ, hành, sả, thân chuối, gừng, nước mắm, cá xay và cá da trơn hay các loại cá khác, như cá trôi trắng nấu chín trong nước lèo đậm đà và giữ sôi trong vạc. Món ăn với bún gạo, dọn lên và trang trí với nước mắm, vắt chanh, hành phi, rau mùi, hành lá, ớt khô giã nhuyễn và phần phủ trên tùy chọn, chả chiên Miến Điện ngập dầu như đậu gà tách vỏ (, ), đậu mười (, ) hay bầu bí (, ) hay miếng quẩy rán lát mỏng (), cũng như trứng luộc và bánh cá rán  ().

Biến thể theo vùng miền
Có nhiều dạng bún cá mohinga biến thể theo vùng miền khác nhau trên khắp Myanmar, tùy thuộc vào nguyên liệu sẵn có và sở thích nấu nướng. Ví dụ, mohinga tại bang Rakhine có nhiều cá xay hơn và ít nước lèo hơn. Phiên bản chuẩn tại vùng Hạ Miến, nơi có nhiều cá tươi hơn. Biến thể đa dạng mohinga phổ biến nhất đến từ đồng bằng sông Irrawaddy, thường được gọi là tawchet mohinga ( ). Một số quán mohinga nổi tiếng ở Yangon phục vụ món bún kiểu đồng bằng Irrawaddy, bao gồm Myaungmya Daw Cho và Bogalay Daw Nyo.

 Đồng bằng Irrawaddy
 Bogale mohinga - nấu trong nước lèo cá và nhiều tiêu đen
 Myaungmya mohinga - nấu với ba loại cá, cụ thể là cá lóc sọc (ငါး ရံ့), cá da trơn (ငါးခူ) và cá chép Hamilton (ငါး ကြင်း ဖြူ)
 Pyapon mohinga
 Pathein mohinga
 Yangon mohinga - nấu trong nước lèo hầm cá da trơn, đậu xanh và đậu phộng
 Vùng Bago
 Hinthada Mohinga - nấu với Hilsa (ngathalauk) thay cho cá da trơn
 Madauk mohinga - nấu với tôm ngâm và ăn kèm với cà chua sống
 Nyaunglebin và Pyuntaza mohinga - nấu với cá ngâm chua, ăn kèm với dưa chua táo tàu
 Taungoo mohinga - được thưởng thức với nước lèo loãng hơn giống với món salad mì khô, với cà chua sống, đậu xanh băm nhỏ và một bên là củ kiệu trắng ngâm chua
 Miền nam và miền đông Myanmar
 Dawei mohinga - tương tự như mohinga thông thường, với hạt tiêu đen thay cho ớt bột
 Kayin mohinga - được thưởng thức trong một trong hai loại nước lèo (ngọt hoặc cay), dùng với cà chua sống, giá đỗ, đậu xanh và bạc hà thay cho rau mùi
 Mawlamyine mohinga - nấu thành nước lèo loãng hơn với đậu Hà Lan luộc, đậu xanh, bạc hà, chả cá và đường thốt nốt
 Mon mohinga - tương tự như mohinga thông thường, được nấu không có thân chuối và bột gạo
 Thaton mohinga - ăn kèm với cá chép Hamilton, bạc hà, đậu xanh, giá đỗ, cà chua và chả bánh gạo vàng lên men (gọi là သထုံ ထမင်း ဝါ)
 Thượng Myanmar
 Anya mohinga - mohinga nấu trong nước lèo thịt gà, cá và bột đậu gà thay cho bột gạo nướng, phổ biến ở các thị trấn Thượng Myanmar như Monywa, Wetlet, Shwebo, Kyaukpadaung và Myingyan
 Mohinga nấu bằng nước lèo hầm cá da trơn và hành lá

Phổ biến

Mohinga là món ăn sáng quen thuộc của người Myanmar, song cũng được bán suốt cả ngày như một món ăn nhẹ phổ biến ở các gánh hàng rong tại nhiều thị trấn và thành phố. Người Myanmar nấu món này bằng bất cứ loại cá nào mà ngư dân đánh bắt được. Mohinga cũng được thưởng thức với tất cả các loại rau thơm ở nhiều kiểu cách ăn và cũng được bán dưới dạng gói khô như một loại bột làm sẵn dùng để nấu nước lèo. Gánh hàng rong là nguồn cung cấp món ăn phổ biến này tỏa đi khắp các khu phố, nơi họ có khách hàng thường xuyên. Họ mang vạc nấu súp trên bếp ở một bên là đòn gánh và bún gạo cùng các nguyên liệu khác cùng với bát và thìa ở gánh bên kia. Món thường chỉ có sẵn vào buổi sáng sớm và tại các pwè đường phố hoặc các buổi biểu diễn sân khấu ngoài trời và zat pwè hoặc nhà hát lưu động vào ban đêm. Người bán rong kéo xe bắt đầu xuất hiện vào những năm 1960 và một số người trong số này đã lập các quầy hàng trên vỉa hè để bán bún mohinga cả ngày.

Tham khảo

Xem thêm
Bún
 Bún chả cá

Liên kết ngoài
 Mohinga article

Ẩm thực Myanmar
Bún
Văn hóa Myanmar
Món ăn với cá


title: Mictodoca

text:
Mictodoca là một chi bướm đêm thuộc họ Geometridae.

Chú thích

Tham khảo

 Natural History Museum Lepidoptera genus database

Nacophorini


title: Làng (định hướng)

text:
Làng có thể là:
 Làng, một đơn vị cư trú và một hình thức tổ chức xã hội quan trọng của nông thôn.
Làng (Việt Nam), một đơn vị cư trú tại Việt Nam.
Làng của Nhật Bản, một đơn vị cư trú của Nhật Bản.
 Truyện ngắn Làng, một tác phẩm nổi tiếng của nhà văn Kim Lân.


title: Kamie Crawford

text:
Kameran "Kamie" Crawford (sinh ngày 25 tháng 10 năm 1992 tại Potomac, Maryland) là một nữ hoàng sắc đẹp đến từ bang Maryland, người đã được trao danh hiệu Miss Teen USA 2010 vào ngày 24 tháng 7 năm 2010. Cô là Hoa hậu Maryland đầu tiên đăng quang Miss Teen USA.

Miss Teen USA 2010
Kamie Crawford được trao danh hiệu Miss Teen USA bởi người tiền nhiệm Stormi Henley, Miss Teen USA 2009. Đêm chung kết được tổ chức ở Imperial Ballroom, Atlantis Paradise Island, Bahamas vào ngày 24 tháng 7 năm 2010. Các thí sinh từ 50 bang và Đặc khu Columbia tham gia dành vương miện.

Cuộc sống cá nhân
Crawford, là con gái của Victor và Carla Crawford, là một học sinh tại trường Winston Churchill ở Potomac, Maryland. Cô sống trong một gia đình có bốn người em.

Tham khảo

Liên kết ngoài
 Trang chủ cuộc thi Miss Teen USA

Sinh năm 1992
Nhân vật còn sống
Người Mỹ gốc Đức
Người Mỹ gốc Ireland
Miss Teen USA


title: Tipula salicetorum

text:
Tipula salicetorum là một loài ruồi trong họ Ruồi hạc (Tipulidae). Chúng phân bố ở vùng sinh thái Palearctic.

Chú thích

Tham khảo

Chi Ruồi hạc


title: Fountain Valley, California

text:
Fountain Valley, California là một thành phố thuộc quận Cam, California, Hoa Kỳ. Thành phố có tổng diện tích 23,391 km², trong đó diện tích đất là 23,357 km². Theo điều tra dân số Hoa Kỳ năm 2010, thành phố có dân số 55.857 người. Thành phố Fountain Valley, California là một phần của Vùng Đại Los Angeles.

Lịch sử
Khu vực bao ngày nay là Fountain Valley đã là nơi sinh sống của người Tongva. Khu định cư của người châu Âu ở khu vực này bắt đầu khi Manuel, Nieto được cấp đất cho Rancho Los Nietos, với diện tích hơn 300.000 mẫu Anh (1.200  km²), bao gồm cả Fountain Valley ngày nay. Quyền kiểm soát đất sau đó đã được chuyển giao cho Mexico sau khi Mexico độc lập từ Tây Ban Nha, và sau đó chuyển cho Hoa Kỳ như là một phần của Hiệp ước Guadalupe Hidalgo.

Thành phố được hợp nhất vào năm 1957, trước khi mà nó được gọi là Talbert (cũng như Gospel Swamps bởi các cư dân). Tên gọi Fountain Valley đề cập đến mực nước ngầm rất cao trong khu vực tại thời điểm tên được chọn, và tương ứng với rất nhiều giếng nước tự chảy trong khu vực. Người định cư sớm xây dựng kênh mương thoát nước để làm cho có thể sử dụng đất nông nghiệp, vẫn chi phối việc sử dụng đất cho đến khi những năm 1960, khi tiến độ xây dựng những khu nhà ở lớn tăng tốc.

Địa lý
Fountain Valley nằm ở khu vực có độ cao khoảng hai mươi foot trên mực nước biển, hơi thấp hơn so với khu vực xung quanh. Điều này đặc biệt đáng chú ý trong khu vực phía tây nam của thành phố, nơi một số đường phố có một độ dốc khi khi vào Huntington Beach.

Thành phố này nằm về phía tây nam và phía đông bắc của đường cao tốc San Diego (xa lộ liên bang Interstate 405), theo đường chéo chia đôi thành phố, và được bao quanh bởi Huntington Beach về phía nam và phía tây, Westminster và Garden Grove, phía bắc Santa Ana về phía đông bắc, và Costa Mesa về phía đông nam. Biên giới phía đông của nó là sông Santa Ana.

Theo Cục Điều tra Dân số Hoa Kỳ, thành phố có tổng diện tích 23,391 km² (9,031 mi²), trong đó 0,034 km² là diện tích mặt nước.

Tham khảo

Liên kết ngoài

Thành phố của California
Fountain Valley, California


title: Neogene carrerasi

text:
Neogene carrerasi là một loài bướm đêm thuộc họ Sphingidae. Loài này có ở Argentina.

Chú thích

Tham khảo

Neogene


title: 16127 Farzan-Kashani

text:
16127 Farzan-Kashani (1999 XK92) là một tiểu hành tinh vành đai chính được phát hiện ngày 7 tháng 12 năm 1999 bởi nhóm nghiên cứu tiểu hành tinh gần Trái Đất phòng thí nghiệm Lincoln ở Socorro.

Tham khảo

Liên kết ngoài
JPL Small-Body Database Browser ngày 16127 Farzan-Kashani

Tiểu hành tinh vành đai chính
Thiên thể phát hiện năm 1999


title: Tagoloan, Lanao del Norte

text:
Tagoloan là một đô thị hạng 5 ở tỉnh Lanao del Norte, Philippines. Theo điều tra dân số năm 2007, đô thị này có dân số 9.274 người.

Các đơn vị hành chính

Tagoloan được chia ra 7 barangay.

 Dalamas
 Darimbang
 Dimayon
 Inagongan
 Kiazar (Poblacion)
 Malimbato
 Panalawan

Tham khảo

Liên kết ngoài
Mã địa lý chuẩn của Philipin
Thông tin điều tra dân số năm 2000 của Philipin

Đô thị của Lanao del Norte


title: Lasioglossum scutopruinescens

text:
Lasioglossum scutopruinescens là một loài Hymenoptera trong họ Halictidae. Loài này được Pauly mô tả khoa học năm 1986.

Chú thích

Tham khảo

Lasioglossum
Động vật được mô tả năm 1986


title: Thuộc da

text:
Thuộc da là quá trình xử lý da của động vật để sản xuất da thuộc, là vật liệu bền hơn và khó bị phân hủy hơn. Theo truyền thống, thuộc da sử dụng tanin, một hợp chất hóa học có tính axit. Việc nhuộm màu có thể được áp dụng trong quá trình thuộc da. Xưởng thuộc da là từ để chỉ khu vực nhà xưởng mà da được xử lý.

Thuộc da sống thành da thuộc là một quá trình làm thay đổi vĩnh viễn cấu trúc protein của da. Sản xuất "da sống thô" (da không thuộc nhưng là da làm nguyên liệu sản xuất) không yêu cầu sử dụng tanin. Da sống thô được thực hiện bằng cách loại bỏ thịt, mỡ và sau đó là lông bằng cách sử dụng một dung dịch (như nhúng/ngâm vào nước vôi hay nước tro), sau đó cạo sạch bằng một con dao hơi cùn, rồi sấy khô. Hai dung dịch nói trên để loại bỏ lông cũng có tác dụng làm sạch các mạng thớ sợi của da và cho phép hóa chất thuộc da thấm vào, do đó tất cả các bước của sản xuất da sống thô (trừ sấy khô) thường cũng là những bước mở đầu cho một quy trình phức tạp hơn trong thuộc da và sản xuất da thuộc.

Thuộc da có thể được thực hiện bằng một trong hai phương pháp là thuộc bằng thực vật hoặc thuộc bằng khoáng chất. Trước khi thuộc da, da sống được làm sạch lông, tẩy dầu mỡ, khử muối và ngâm trong nước trong khoảng thời gian từ 6 giờ đến 2 ngày. Để ngăn chặn tổn hại da do vi khuẩn phát triển trong thời gian ngâm ủ, có thể sử dụng thuốc diệt khuẩn như dithiocacbamat. Thuốc diệt nấm như TCMBT, 2- (thiocyanomethylthio) benzothiazol, cũng có thể được thêm vào muộn hơn trong quy trình này để bảo vệ da thuộc còn ẩm ướt không bị nấm mốc phát triển. Sau năm 1980 việc sử dụng pentachlorophenol và thuốc diệt khuẩn chứa thủy ngân cùng các dẫn xuất của chúng đã bị cấm.

Thuộc bằng thực vật
Phương pháp thuộc bằng thực vật sử dụng tanin. Tanin là một lớp các hóa chất polyphenol làm se có mặt tự nhiên trong vỏ cây và lá của nhiều loài thực vật. Các tanin liên kết với các protein colagen trong da và che phủ lên chúng, làm cho da thuộc trở nên ít thấm nước hơn và khó bị vi khuẩn, nấm mốc tấn công hơn. Quy trình này cũng làm cho da trở nên mềm hơn. Các loại vỏ cây chủ yếu được sử dụng trong thuộc da ngày nay bao gồm các loài trong các chi Castanea, Quercus, Coriaria, Notholithocarpus, Tsuga, Schinopsis, Aspidosperma, các loài cây ngập mặn, Acacia (đặc biệt là Acasia catechu) và Terminalia (như Terminalia chebula). Da sống được căng trên các khung và ngâm vài tuần trong các bể lớn với nồng độ tanin ngày càng tăng. Da thuộc thực vật mềm và được sử dụng trong sản xuất các loại va li hay đồ da gia dụng.

Thuộc bằng khoáng chất

Thuộc bằng crom
Trước khi có sự đưa các hóa chất crom vào quá trình thuộc da thì một vài bước là cần thiết để sản xuất ra da sống có thể thuộc. Các bước này bao gồm: cạo lông (loại bỏ lông), tẩm vôi (ngâm tẩm các chất kiềm như natri hydroxide), khử vôi (phục hồi pH trung hòa), ngâm mềm da bằng enzym, và ngâm chua (hạ pH của da sống bằng muối và axit sulfuric).

Độ pH phải là rất axit khi crom được đưa vào để đảm bảo các phức chất crom là đủ nhỏ để ăn khớp với khoảng cách giữa các sợi và phần sót lại của colagen. Khi mức thấm crom mong muốn vào da đã đạt được, độ pH của da lại được nâng lên một lần nữa để tạo thuận lợi cho quy trình thuộc. Bước này gọi là base hóa. Ở trạng thái thô, da thuộc bằng crom có màu xanh lam, vì thế còn gọi là da xanh ẩm. Thuộc bằng crom nhanh hơn so với thuộc bằng thực vật (chưa tới một ngày cho công đoạn này của thuộc da bằng crom) và sản xuất ra da có thể kéo giãn, thích hợp để sản xuất ví, túi xách hay quần áo.

Thuộc da bằng các khoáng chất khác
Da thuộc bằng khoáng chất chứa crom được gọi là da xanh ẩm, các hình thức thuộc da bằng phèn, các muối zirconi, titan, sắt, hoặc bằng các kết hợp giữa chúng, làm cho da được gọi là da trắng ẩm. Da trắng ẩm cũng là một công đoạn bán thành phẩm như da xanh ẩm, nhưng là thân thiện sinh thái hơn. Nhiệt độ co rút của da trắng ẩm thay đổi trong khoảng 70-85 °C, trong khi đó với da xanh ẩm là trong khoảng 95-100 °C.

Thuộc da cổ truyền của người Việt
Theo truyền thuyết thì nghề thuộc da ở Việt Nam có từ thời nhà Mạc có vị quan Nguyễn Thời Trung quê ở làng Trắm, huyện Tứ Kỳ, phủ Hạ Hồng (nay là huyện Gia Lộc, Hải Dương) đi sứ sang Tàu rồi học được nghề đem về truyền lại.

Da thường dùng là da trâu hoặc da bò, ngâm sáu giờ trong nước rồi vớt lên bỏ vào trộn với vôi, ngày ngày đảo lên. Sau một tháng thì lại vớt ra, rửa sạch, cạo lông, cắt xén. Muốn nhuộm màu thì dùng nước vỏ vẹt ngâm khoảng một tháng thì sẽ có màu đỏ. Màu vàng thì hơ lửa khoảng năm ngày. Ngoài ra dùng phèn chua để nhuộm trắng.

Tham khảo

Sản xuất da
Sản xuất


title: (177245) 2003 WB

text:
(177245) 2003 WB là một tiểu hành tinh vành đai chính được phát hiện ngày 17 tháng 11 năm 2003 bởi James Whitney Young ở Đài thiên văn Núi bàn gần Wrightwood, California.

Tham khảo

Liên kết ngoài
JPL Small-Body Database Browser ngày 177245

Tiểu hành tinh vành đai chính
Được phát hiện bởi James Whitney Young


title: Kẻ thù trước cổng

text:
Kẻ thù trước cổng (tựa tiếng Anh: Enemy at the Gates) là một bộ phim hành động - chiến tranh - tâm lý Mỹ của đạo diễn Jean-Jacques Annaud thực hiện, được phát hành vào năm 2001. Chuyện phim tái hiện những chiến công của xạ thủ huyền thoại Vasily Grigoryevich Zaytsev - anh hùng của quân đội Liên Xô trong trận đánh Stalingrad (năm 1942). Tuy nhiên, bộ phim đã bị dư luận Nga chỉ trích gay gắt vì có những tình tiết bóp méo lịch sử trong phim.

Nội dung
Bộ phim kể về cuộc chiến giữa hai tay bắn tỉa của Liên Xô và Đức trong thành phố Stalingrad đổ nát năm 1942 - Đội trưởng đội bắn tỉa Liên Xô Vasily Grigoryevich Zaitsev và Thiếu tá Erwin König.

Vasily Zaitsev là một thợ săn chó sói vùng núi Ural khi còn là một đứa trẻ, cậu được ông nội dạy bắn súng. Khi lớn lên, Zaitsev gia nhập Hồng Quân Liên Xô. Tháng 9 năm 1942, đơn vị của Zaitsev được lệnh tới Stalingrad - chốt chặn đường tiến quân xuống phía Nam của phát xít Đức. Ở trên tàu lửa, chàng lính trẻ quen một thiếu nữ tóc đen xinh đẹp tên là Tania.

Đơn vị của Zaitsev bước vào trận đánh đầu tiên với một mệnh lệnh tối cao: không được rút lui. Tất cả những binh lính bỏ trận địa sẽ bị chỉ huy xử tử tại chỗ. Lực lượng Hồng Quân được lệnh chiến đấu theo cặp, trong đó một người được phát súng trường, còn người kia chỉ cầm theo đạn. Nếu người cầm súng hy sinh, người cầm đạn sẽ lấy súng để tiếp tục chiến đấu. Do không được trang bị đầy đủ như quân Đức nên thương vong của Hồng Quân lớn hơn đối phương rất nhiều. Trong trận đánh, Zaitsev đã kết bạn với một chính trị viên trẻ là Danilov. Zaitsev chỉ có một khẩu súng trường Mosin Nagant và 5 viên đạn nhưng anh đã giết được cả năm tên lính Đức bên đường. Chứng kiến tài năng của Zaitsev, Danilov đã đề cử Zaitsev lên làm đội trưởng đội bắn tỉa.

Khi tướng Nikita Khrushchev tới Stalingrad để chỉ huy việc bảo vệ thành phố, ông đã gặp mặt tất cả các sĩ quan chính trị. Nhờ có sự giới thiệu của Danilov nên đích thân Khrushchev ra lệnh cho Zaitsev gia nhập vào lực lượng bắn tỉa của Hồng Quân, mục tiêu chính của Zaitsev là các sĩ quan cấp cao của Đức. Những tay súng bắn tỉa của Hồng Quân gây thương vong to lớn cho quân phát xít, riêng cái tên Zaitsev trở thành nỗi ám ảnh của giới sĩ quan. Trước tình hình đó, Bộ chỉ huy Đức phái Thiếu tá Erwin König - xạ thủ bắn tỉa nổi tiếng - tới Stalingrad để đối phó với lính bắn tỉa của đối phương. Ngay khi tới nơi, König gặp Thống chế Friedrich Paulus để thảo luận tình hình, König hứa sẽ tiêu diệt Zaitsev trước Giáng Sinh.

Trong khi Zaitsev hạ sát quân Đức một cách đều đặn thì König cũng lần lượt giết hết bạn bè của Zaitsev như Koulikov, Ludmilla và Volodya. Bản thân Zaitsev cũng suýt nữa trở thành nạn nhân của König nếu không nhờ sự may mắn. Cuộc đối đầu cuối cùng giữa Zaitsev và König diễn ra tại ga xe lửa. Nhờ có sự hy sinh của Danilov, Zaitsev cũng hạ được König. Bộ phim kết thúc với cảnh Zaitsev và Tania đoàn tụ sau khi Hồng Quân thắng trận Stalingrad vào năm 1943.

Diễn viên
 Jude Law vai Vasily Grigoryevich Zaytsev
 Rachel Weisz vai Tania Chernova
 Joseph Fiennes vai Danilov
 Bob Hoskins vai Tổng bí thư Nikita Khrushchev
 Ed Harris vai Thiếu tá Erwin König
 Matthias Habich vai Thống chế Friedrich Paulus
 Eva Mattes vai Bà Filipov
 Gabriel Thomson vai Sacha Filipov
 Ron Perlman vai Koulikov
 Sophie Rois vai Ludmilla
 Ivan Shvedoff vai Volodya
 Mikhail Matveev vai Ông nội của Zaitsev
 Alexander Schwan vai Zaitsev lúc nhỏ

Hình ảnh nhân vật
Vasily Zaitsev là nhân vật có thật trong lịch sử. Trong cuộc chiến Stalingrad, với vai trò là xạ thủ bắn tỉa, anh đã tiêu diệt được 242 binh lính và sĩ quan Đức. Khi chiến sự đang diễn ra ác liệt, thành tích của anh được đưa lên báo để cổ vũ tinh thần binh lính Liên Xô. Sau khi cuộc chiến kết thúc, anh được phong danh hiệu Anh hùng và được tặng thưởng nhiều huân chương.

Bộ phim được đặt tên theo cuốn tiểu thuyết "Enemy at the Gates: The Battle for Stalingrad" (1973) của nhà văn William Craig, người đã dày công tìm hiểu về cuộc đời của người anh hùng Vasily Zaitsev.

Phần lớn nhân vật trong phim được xây dựng dựa trên những con người có thật, nhưng tình tiết phần lớn là dựa theo tiểu thuyết, bao gồm cuộc đối đầu trực tiếp giữa Zaitsev và König. Theo một số nghiên cứu hiện đại, không có tư liệu nào cho thấy một trận đọ súng như vậy từng diễn ra. Tuy nhiên, các cựu chiến binh tại Stalingrad hồi đó kể cho nhau nghe về cuộc đối đầu giữa Zaitsev và Đại tá Heinz Thorvald - xạ thủ nổi tiếng nhất của quân Đức lúc bấy giờ. Sau khi Heinz Thorvald bị bắn hạ, Bộ chỉ huy quân Đức tuyên bố người chết là một Thiếu tá tên Erwin König chứ không phải xạ thủ Heinz Thorvald huyền thoại, họ làm như vậy để tránh gây dao động tư tưởng của binh lính Đức.

Zaitsev ghi trong hồi ký của mình rằng ông từng tham dự một cuộc đấu tay đôi kéo dài ba ngày ở Stalingrad với xạ thủ bắn tỉa hàng đầu của Đức. Anh cho rằng đó là thiếu tá Erwin Konig, người đứng đầu một trường bắn tỉa gần Berlin. Nhà sử học người Anh Frank Ellis đã nhận thấy câu chuyện này nhiều lỗ hổng. Đầu tiên, người Đức không có lưu thông tin gì về việc Thiếu tá Konig từng tồn tại. Quân Đức cũng không có trường bắn tỉa ở Berlin vào năm 1942 hoặc 1943, khi trận Stalingrad diễn ra. Ellis cũng lưu ý rằng trong khi Zaitsev thường ghi ngày cụ thể cho các sự kiện trong cuốn sách của mình, không có ngày được ghi về thời điểm anh ta giết Konig. Zaitsev mô tả việc giết Konig vào buổi chiều, khi ánh sáng mặt trời làm ống ngắm của Đức loé sáng. Nhưng để điều đó xảy ra, Konig phải hướng về phía tây khi mặt trời lặn, mặc dù các phòng tuyến của quân Đức đang hướng về phía đông. Nhà sử học Sir Antony Beevor nói rằng ông đã tìm thấy trong kho lưu trữ của Bộ Quốc phòng Nga rằng toàn bộ câu chuyện về cuộc đấu súng bắn tỉa - từng được miêu tả trong bộ phim Enemy at the Gates chỉ là một câu chuyện tuyên truyền khéo léo của Liên Xô. Đúng là Zaitsev đã hạ nhiều xạ thủ bắn tỉa Đức, nhưng không có ai trong đó phù hợp với mô tả về Erwin König.

Tiếp thu
Màn chơi "Vendetta" (tiếng Ý: báo thù) trong trò chơi Call of Duty: World at War vay mượn một số tình tiết trong phim Kẻ thù trước cổng.

Chỉ trích
Nhiều chi tiết trong phim bị khán giả Nga chỉ trích vì đã mô tả không trung thực lịch sử:
Trong phim, Zaitsev bị điều đến mặt trận Stalingrad khi là một tân binh chưa qua huấn luyện. Thực tế, Vasily đã gia nhập lực lượng Hải quân Liên bang Xô Viết tại Vladivostok từ năm 1937 và đã trải qua huấn luyện bắn súng nhiều năm. Ông cũng tình nguyện đến Stalingrad chiến đấu chứ không phải bị điều đến.
Sau khi lên bờ, đơn vị của Zaitsev chỉ được phát 1 súng cho 2 người. Thực tế không có chuyện đó, các đơn vị Liên Xô trước khi vượt sông đều đã được trang bị đầy đủ, với ít nhất 1 súng và 2 lựu đạn cho mỗi người.
Trong cuộc tấn công, những lính Liên Xô bỏ chạy đều bị đơn vị chặn hậu phía sau bắn chết. Đây là chi tiết bị khán giả Nga phê phán dữ dội nhất. Thực tế, các đơn vị chặn hậu chỉ có nhiệm vụ bắt giữ lính bỏ chạy hoặc bắn chỉ thiên để trấn an tinh thần họ rồi đưa trở lại chiến tuyến, không có chuyện họ được phép nổ súng giết đồng đội.
Giữa chiến trường ác liệt, các chỉ huy Liên Xô vẫn có thể tổ chức một bữa tiệc thịnh soạn trong 1 tòa nhà lớn với đèn thắp sáng choang để giới thiệu Zaitsev với hàng chục nhà báo. Đây là chi tiết bị coi là lố bịch, bởi một hành động như vậy sẽ tự biến họ thành mục tiêu nhắm bắn cho không quân và pháo binh Đức.
Trong phim, Zaitsev và Tania cưới nhau sau khi cuộc chiến Stalingrad kết thúc, nhưng thực tế không phải như vậy. Khi cuộc chiến kết thúc, cả hai đều nhận được tin người kia đã chết. Mãi tới nhiều năm sau đó Tania mới biết rằng Zaitsev vẫn còn sống, nhưng lúc đó anh đã kết hôn.

Nhạc phim

Tham khảo

Liên kết ngoài

 Website chính thức.

 Enemy at the Gates, Scorereview.com.
 Danh sách súng trong phim.
 Trailer phim.

Phim năm 2001
Phim Mỹ
Phim tiếng Anh
Phim chiến tranh Mỹ
Phim chiến tranh
Phim tâm lý Mỹ
Phim hành động Mỹ
Phim tiểu sử
Phim dựa theo tác phẩm của nhà văn
Phim lịch sử
Phim về Thế chiến II
Phim về Chiến tranh Vệ quốc
Phim của Paramount Pictures
Phim của Mandalay Pictures
Phim dựa trên tiểu thuyết
Phim dựa trên sự việc có thật
Phim lấy bối cảnh ở thập niên 1940
Phim lấy bối cảnh năm 1942
Phim lấy bối cảnh năm 1943
Phim chính kịch thập niên 2000
Phim chính kịch Vương quốc Liên hiệp Anh
Phim Vương quốc Liên hiệp Anh
Phim Pháp
Phim Đức
Phim hãng Pathé


title: Sân bay Santa Genoveva

text:
Sân bay Santa Genoveva  là một sân bay ở đông bắc Goiânia, bang Goiás, Brasil. Hiện một nhà ga mới đang được xây dựng tại đây. Sân bay này có một đường băng dài 2.501 m bề mặt nhựa đường. Đang có 6 hãng hàng không hoạt động tại sân bay Santa Genoveva kết nối với các địa điểm tại Brasil.

Các hãng hàng không và các điểm đến
Gol Transportes Aéreos
Passaredo Transportes Aéreos
SETE Linhas Aéreas
TAM Airlines
Total Linhas Aéreas

Xem thêm
Danh sách sân bay Brasil
Aeródromo Nacional de Aviação

Tham khảo

Liên kết ngoài

Santa Genoveva
Danh sách sân bay


title: Đá trầm tích

text:
Đá trầm tích là một trong ba nhóm đá chính (cùng với đá mácma và đá biến chất) cấu tạo nên vỏ Trái Đất và chiếm 75% bề mặt Trái Đất. Khi điều kiện nhiệt động của vỏ Trái Đất thay đổi như các yếu tố nhiệt độ nước và các tác dụng hoá học làm cho các loại đất đá khác nhau bị phong hoá, vỡ vụn. Sau đó chúng được gió và nước cuốn đi rồi lắng đọng lại thành từng lớp.

Dưới áp lực và trải qua các thời kỳ địa chất, chúng được gắn kết lại bằng các chất keo thiên nhiên tạo thành đá trầm tích.

Về hình thức, các "trầm tích" chưa gắn kết cũng được xếp vào nhóm "Đá trầm tích".

Quá trình thành đá
Đá trầm tích được thành tạo chủ yếu bởi các quá trình sau:
 do phong hóa các đá gốc và sau đó lắng đọng thành đá trầm tích cơ học;
 do nước, băng gió tích tụ và gắn kết các hạt trầm tích;
 do sự lắng đọng được hình thành bởi các hoạt động có nguồn gốc sinh vật
 do mưa tuyết từ các dụng dịch hình thành nên.
Bốn giai đoạn trong quá trình hình thành nên đá trầm tích cơ học bao gồm: (i) phong hóa hay bào mòn do tác động của sóng nước hay gió, (ii)vận chuyển các vật liệu trầm tích theo dòng nước hay gió, (iii) lắng đọng, hay trầm tích và (iv) nén ép hay thành đá khi các vật liệu trầm tích được tích tụ lại và bị ép chặt vào nhau tạo nên đá trầm tích.

Đặc điểm
Do được hình thành trong các điều kiện như trên nên đá trầm tích có các đặc điểm chung là:
 Có tính phân lớp rõ rệt, chiều dày, màu sắc, thành phần, độ lớn của hạt, độ cứng... của các lớp cũng khác nhau.
 Cường độ nén theo phương vuông góc với các lớp luôn luôn cao hơn cường độ nén theo phương song song với thớ.
 Đá trầm tích không đặc, chắc bằng đá mácma (do các chất keo kết thiên nhiên không chèn đầy giữa các hạt hoặc do bản thân các chất keo kết co lại). Vì thế cường độ của đá trầm tích thấp hơn, độ hút nước cao hơn. Một số loại đá trầm tích khi bị hút nước, cường độ giảm đi rõ rệt, có khi bị tan rã trong nước. Đá trầm tích rất phổ biến, dễ gia công nên được sử dụng khá rộng rãi.

Phân loại
Căn cứ vào điều kiện tạo thành, đá trầm tích được chia làm ba loại:

Đá trầm tích cơ học
Đá trầm tích cơ học được hình thành từ sản phẩm phong hoá của nhiều loại đá, thành phần khoáng vật rất phức tạp. Có loại hạt rời phân tán như cát sỏi, đất sét; có loại các hạt rời bị gắn với nhau bằng chất gắn kết thiên nhiên như sa thạch, cuội kết.
Đá trầm tích cơ học được phân loại chi tiết hơn dựa trên thành phần độ hạt (xem kích thước hạt) cả độ hạt trung bình và khoảng dao động của độ hạt để phân loại và thành phần xi măng gắn kết chúng, và được định tên từ loại đá hạt thô cho đến đá sét. Theo các thang phân chia độ hạt khác nhau mà việc phân chia đá trầm tích cũng như tên gọi của đá trầm tích cơ học cũng khác nhau.
 Các loại đá hạt thô dựa trên độ mài tròn được chia thành loại tròn cạnh (cuội, sỏi kết) và loại sắc cạnh (dăm kết).
 Các loại đá có độ hạt vừa là cát (nếu rời rạc) hay sa thạch (nếu gắn kết).
 Loại đá hạt mịn được gọi là bột hay bột kết.
 Loại nhỏ nhất là đá sét. Riêng đối với đá sét, việc phân loại và định tên dựa trên thành phần các khoáng vật sét

Đá trầm tích hoá học
Loại đá này được tạo thành do các chất hoà tan trong nước lắng đọng xuống rồi kết lại. Đặc điểm là hạt rất nhỏ, thành phần khoáng vật tương đối đơn giản và đều hơn đá trầm tích cơ học. Loại này phổ biến nhất là đôlômit, manhezit, túp đá vôi, thạch cao, anhydride và muối mỏ.

Đá trầm tích hữu cơ
Đá trầm tích hữu cơ được tạo thành do sự tích tụ xác vô cơ của các loại động vật và thực vật sống trong nước biển, nước ngọt. Đó là những loại đá cacbonat và silic khác nhau như đá vôi, đá vôi vỏ sò, đá phấn, đá điatômit và trepen.

Tầm quan trọng của đá trầm tích
Đá trầm tích cung cấp nhiều sản phẩm cho con người từ thời tiền sử cho đến nay.
 Nghệ thuật: đá hoa, mặc dù là một loại đá biến chất từ đá vôi, là một ví dụ đặc trưng về những ứng dụng của nó trong nghệ thuật
 Sử dụng trong kiến trúc: các đá có nguồn gốc từ đá trầm tích được dùng làm đá khối và trong kiến trúc, đá phiến (hay đá bảng) biến chất cấp thấp từ đá phiến sét dùng để lợp, sa thạch dùng làm cột
 Các vật liệu công nghiệp và sứ: sét dùng làm đồ gốm và sứ bao gồm cả các loại gạch; xi măng và vôi làm từ đá vôi.
 Kinh tế địa chất: các đá trầm tích chứa các tích tụ khoáng vật quặng như chì-kẽm-bạc, các mỏ đồng lớn, các mỏ vàng, tungsten và các khoáng sản quý khác, các đá quý và các vật liệu công nghiệp như mỏ cát chứa kim loại nặng
 Năng lượng: địa chất dầu khí dựa trên khối lượng đá trầm tích để tính lượng dầu có thể được sinh ra. Than và đá phiến dầu được tìm thấy trong các đá trầm tích. Phần lớn urani trên thế giới nằm trong các dãy đá trầm tích.
 Nước ngầm: các đá trầm tích chứa một lượng lớn nước trong các tầng chứa nước trên Trái Đất.

Xem thêm

 Trầm tích học
 Phong hóa
 Kích thước hạt
 Danh sách các khoáng vật
 Danh sách các loại đá
 Chu trình thạch học

Tham khảo

 Blatt, Harvey và Robert J. Tracy, 1996, Petrology: Igneous, Sedimentary and Metamorphic, Freeman, ấn bản lần thứ 2. ISBN 0-7167-2438-3
 Folk, R.L., 1965, Petrology of sedimentary rocks PDF version . Austin: Hemphill’s Bookstore. Ấn bản lần thứ 2, 1981, ISBN 0-914696-14-9
 Basic Sedimentary Rock Classification

Đá

Thạch luận


title: Công Chúa Lĩnh

text:
Công Chúa Lĩnh (chữ Hán giản thể: 公主岭市) là một thành phố cấp phó địa thuộc địa cấp thị Trường Xuân, tỉnh Cát Lâm, Cộng hòa Nhân dân Trung Hoa. Thành phố này được thành lập ngày 20 tháng 1 năm 1986. Thành phố Công Chúa Lĩnh có diện tích 4058 ki-lô-mét vuông, dân số 1,06 triệu người. Mã số bưu chính là 136100. Trước đây thành phố cấp huyện này thuộc địa cấp thị Tứ Bình, từ tháng 6 năm 2020 thuộc quản lý của Trường Xuân.
Về mặt hành chính, thành phố này được chia thành 5 nhai đạo, 19 trấn, 12 hương và 1 hương dân tộc.
 Nhai đạo: Đông Tam, Thiết Bắc, Lĩnh Đông, Hà Nam, Hà Bắc.
 Trấn: Phạm Gia Đồn, Hưởng Thủy, Lưu Phòng Tử, Hắc Lâm Tử, Đại Lĩnh, Hoài Đức, Song Thành Bảo, Tần Gia Đồn, trấn dân tộc Mãn Nhị Thập Gia Tử, Tang Thụ Đài, Nam Uy Tử, Dương Đại Thành Tử, Bát Tầng, Đào Gia Đồn, Pha Lê Thành Tử, Triều Dwong Pha, Đại Du Thụ, Mao Thành Tử, Thập Tầng.
 Hương: Song Du Thụ, Dục Lâm, Bảo Tuyền, Song Long, Liên Hoa, Hoàn Lĩnh, Vi Tử Câu, Liễu Dương, Vĩnh Phát, Tứ Đạo Cương, Hòa Khí, Phượng Hưởng.
 Hương dân tộc Mãn Phóng Mã Câu.

Giao thông
Giao thông ở thành phố Công Chúa Lĩnh với nhà ga.

Tham khảo

Tứ Bình
Đơn vị cấp huyện Cát Lâm
Thành phố tỉnh Cát Lâm


title: Tân Hưng, Cao Hùng

text:
Tân Hưng () là một khu (quận) của thành phố Cao Hùng, Trung Hoa Dân Quốc (Đài Loan). Đây là quận trung tâm của Cao Hùng và là nơi tọa lạc trụ sở của nhiều tổ chức kinh tế, tài chính cũng như các trung tâm thương mại lớn. Tân Hưng có diện tích 1,9764 km², dân số vào tháng 8 năm 2011 là 54.663 người thuộc 22.851 hộ gia đình, mật độ cư trú đạt 27657,9 người/km².

Tham khảo

Liên kết ngoài

 Trang thông tin chính thức

Cao Hùng


title: Sao

text:
Sao (tiếng Anh: star) hay gọi là định tinh hay hằng tinh (Chữ hán: 恆星) là một thiên thể plasma sáng, có khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn. Sao gần Trái Đất nhất là Mặt Trời, nó là nguồn của hầu hết năng lượng trên Trái Đất. Nhiều sao khác có thể nhìn thấy được trên bầu trời đêm, khi chúng không bị lu mờ đi dưới ánh sáng của Mặt Trời. Về mặt lịch sử, hầu hết các sao sáng và nhìn thấy bằng mắt thường nằm trên thiên cầu được nhóm lại cùng nhau thành các chòm sao và các mảng sao, những sao sáng nhất đều được đặt những tên gọi riêng. Các danh mục sao mở rộng đã được các nhà thiên văn lập nên, cung cấp các cách định danh sao theo tiêu chuẩn hóa. Trong tiếng Hán, nó được gọi là hằng tinh (ngôi sao đứng yên) để phân biệt với hành tinh (ngôi sao chuyển động).

Trong phần lớn thời gian hoạt động của nó, một sao chiếu sáng được là do các phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi của nó, giải phóng năng lượng truyền qua phần bên trong sao và sau đó bức xạ ra không gian bên ngoài. Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặng hơn heli đều được tạo ra nhờ các ngôi sao, hoặc thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân sao trong suốt thời gian hoạt động của nó hoặc bởi tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh khi ngôi sao phát nổ. Các nhà thiên văn học xác định được khối lượng, độ tuổi, thành phần hóa học và nhiều tính chất khác của ngôi sao bằng cách quan sát phổ, độ sáng và chuyển động của nó trong không gian. Khối lượng tổng cộng của ngôi sao là yếu tố chính trong quá trình tiến hóa sao và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc trưng khác của một sao được xác định thông qua lịch sử tiến hóa của nó, bao gồm đường kính, sự tự quay, chuyển động và nhiệt độ. Một biểu đồ liên hệ giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao, gọi là biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ H-R), cho phép xác định được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao.

Một ngôi sao hình thành từ một đám mây co sụp lại của các vật chất với thành phần cơ bản là hydro, cùng với heli và một số các nguyên tố nặng hơn. Một khi nhân của sao đủ đặc, một số hạt nhân hydro ngay lập tức biến đổi thành heli thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân. Phần còn lại của lớp bên trong ngôi sao mang năng lượng từ lõi ra ngoài thông qua quá trình kết hợp giữa bức xạ và đối lưu. Áp suất bên trong ngôi sao ngăn không cho ngôi sao tiếp tục bị co lại dưới ảnh hưởng của chính lực hấp dẫn của nó. Đến khi nhiên liệu hydro tại lõi bị cạn kiệt, các ngôi sao với khối lượng ít nhất bằng 0,4 lần khối lượng của Mặt Trời bắt đầu nở ra để trong một số trường hợp trở thành một sao khổng lồ đỏ tiếp tục đốt cháy các nguyên tố nặng hơn tại lõi sao hoặc tại các lớp vỏ bao quanh lõi. Ngôi sao sau đó bước vào giai đoạn suy biến, tái chế lại một tỷ lệ vật chất vào môi trường không gian liên sao, nơi đây sẽ hình thành lên một thế hệ sao mới với một tỷ lệ cao các nguyên tố nặng.

Hệ sao đôi và nhiều sao chứa hai hoặc nhiều ngôi sao có liên kết về lực hấp dẫn với nhau, và nói chung chúng di chuyển quanh nhau theo những quỹ đạo ổn định. Khi hai ngôi sao có quỹ đạo tương đối gần nhau, tương tác hấp dẫn giữa chúng có thể có một ảnh hưởng quan trọng lên quá trình tiến hóa của các ngôi sao. Các sao có thể tập hợp lại thành một cấu trúc liên kết hấp dẫn lớn hơn, như một quần tinh hay một thiên hà.

Lịch sử quan sát

Thời kỳ Cổ đại

Về mặt lịch sử, các ngôi sao đã trở thành quan trọng đối với các nền văn minh trên toàn thế giới. Chúng trở thành một phần của tín ngưỡng tôn giáo và đóng vai trò quan trọng trong việc định vị và định hướng. Nhiều nhà thiên văn cổ đại tin rằng các sao nằm cố định trên một thiên cầu, và chúng bất biến. Để thuận tiện, các nhà thiên văn đã nhóm các ngôi sao lại thành các chòm sao và sử dụng chúng để theo dõi chuyển động của các hành tinh và suy đoán vị trí của Mặt Trời. Chuyển động của Mặt Trời so với các ngôi sao (và đường chân trời) đã được sử dụng để làm ra dương lịch, và được dùng để áp dụng điều tiết trong nông nghiệp. Lịch Gregory hiện tại là lịch được sử dụng nhiều nơi trên thế giới, là dương lịch dựa trên góc của trục quay Trái Đất liên hệ tương đối với Mặt Trời.

Bản đồ sao chính xác cổ nhất cho đến ngày nay xuất hiện từ thời Ai Cập cổ đại năm 1534 trước Công nguyên. Danh lục sao được biết đến sớm nhất đã được biên soạn bởi các nhà thiên văn học Babylon ở Lưỡng Hà vào cuối thiên niên kỷ hai trước Công nguyên, trong thời đại Kassite (khoảng 1531-1155 TCN). Danh lục sao đầu tiên của thiên văn học Hy Lạp đã được lập ra bởi Aristillus vào xấp xỉ năm 300 TCN, với sự giúp đỡ của Timocharis. Danh lục sao của Hipparchus (thế kỷ hai trước Công nguyên) bao gồm 1.020 ngôi sao và đã được Ptolemy đưa vào trong danh lục của ông. Hipparchus là người đầu tiên phát hiện ra một sao mới nova được ghi lại trong lịch sử. Rất nhiều tên gọi các chòm sao và ngôi sao sử dụng ngày nay được bắt nguồn từ thiên văn của người Hy Lạp.

Thời kỳ Trung cổ
Mặc dù xuất hiện như thể bất biến trên bầu trời, các nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại đã khẳng định là những ngôi sao mới có thể xuất hiện. Năm 185, lần đầu tiên họ đã quan sát và ghi lại một vụ nổ siêu tân tinh, bây giờ gọi là SN 185. Sự kiện ngôi sao bừng sáng nhất từng được ghi lại trong lịch sử là vụ nổ siêu tân tinh SN 1006, đã được quan sát vào năm 1006 và được ghi chép bởi nhà thiên văn Ai Cập Ali ibn Ridwan và một vài nhà thiên văn Trung Hoa khác. Siêu tân tinh SN 1054 (Thiên Quan khách tinh), tạo ra tinh vân Con Cua, cũng đã được quan sát bởi các nhà thiên văn Trung Hoa và Hồi giáo.

Các nhà thiên văn Hồi giáo thời Trung cổ đã đặt tên gọi Ả rập cho rất nhiều ngôi sao mà vẫn còn được sử dụng cho đến ngày nay, họ cũng đã phát minh ra nhiều loại dụng cụ thiên văn học dùng để tính toán vị trí của các ngôi sao. Họ đã xây dựng các viện nghiên cứu quan sát lớn đầu tiên, với mục đích chính là để lập các danh lục sao Zij. Một trong số chúng, cuốn Sách của những ngôi sao cố định (năm 964) do nhà thiên văn học Ba Tư Abd al-Rahman al-Sufi viết, ông là người đã quan sát rất nhiều ngôi sao, quần tinh (bao gồm Omicron Velorum và quần tinh Brocchi) và các thiên hà (gồm thiên hà Andromeda). Vào thế kỷ thứ XI, nhà bác học người Ba Tư Abu Rayhan Biruni đã miêu tả Ngân Hà như là tập hợp vô số các mảnh với tính chất của các sao mờ, và tính ra vĩ độ của nhiều sao trong quá trình nguyệt thực năm 1019.

Nhà thiên văn Ibn Bajjah người ở Al-Andalus đề xuất là Ngân Hà là tập hợp của nhiều sao mà gần như chạm vào nhau và hiện lên là một hình ảnh liên tục do hiệu ứng của khúc xạ từ các vật liệu trong không khí, với trích dẫn quan sát của ông về sự giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa năm 500 AH (tức 1106/1107 AD) như là một chứng cứ.

Các nhà thiên văn học Châu Âu thời Trung Cổ như Tycho Brahe đã nhận ra các sao mới trong bầu trời đêm (sau đó gọi là novae), gợi ra rằng bầu trời (thiên đường) không hề bất biến như trước đây. Vào năm 1584, Giordano Bruno đề xuất rằng các ngôi sao thực sự là những mặt trời khác, và có thể có các hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời, thậm chí giống với Trái Đất, quay quanh chúng, một ý tưởng đã từng được đề cập đến bởi các nhà triết học Hy Lạp Democritus và Epicurus, và bởi các nhà vũ trụ học Hồi giáo Trung cổ như Fakhr al-Din al-Razi. Các thế kỷ tiếp sau, ý tưởng về các ngôi sao như các mặt trời ở xa đã nhận được sự nhất trí giữa các nhà thiên văn. Để giải thích tại sao các ngôi sao không tác động hấp dẫn đáng kể lên hệ Mặt Trời, Isaac Newton cho rằng các ngôi sao được phân bố đều theo mọi hướng, dựa trên một ý tưởng do nhà thần học Richard Bentley đưa ra.

Thiên văn sao từ thế kỷ thứ XVII đến nay
Nhà thiên văn người Ý Geminiano Montanari đã ghi lại các quan sát về sự thay đổi độ sáng của sao Algol năm 1667. Edmond Halley đã công bố những đo đạc đầu tiên về chuyển động riêng của cặp các sao "cố định" gần, cho thấy chúng đã thay đổi vị trí theo thời gian từ thời của các nhà thiên văn Hy Lạp Ptolemy và Hipparchus. Đo đạc trực tiếp đầu tiên về khoảng cách đến một ngôi sao (61 Cygni với khoảng cách 11,4 năm ánh sáng) đã được thực hiện bởi Friedrich Bessel năm 1838 sử dụng kĩ thuật thị sai. Các đo đạc thị sai cho thấy sự tách biệt lớn giữa các sao trên bầu trời.

William Herschel là nhà thiên văn học đầu tiên đã cố gắng xác định sự phân bố các ngôi sao trên bầu trời. Trong thập niên 1780, ông đã thực hiện hàng loạt các đo đạc với 600 hướng khác nhau, và đếm số sao quan sát được dọc theo hướng nhìn mỗi lần. Từ đây ông rút ra kết luận là số lượng các sao tăng ổn định về một hướng trên bầu trời, theo hướng về lõi Ngân Hà. Con trai ông John Herschel đã lặp lại nghiên cứu này ở bán cầu nam và tìm thấy điều tương tự về số lượng sao tăng ổn định theo cùng một hướng. Thêm vào các thành tựu khác của ông, William Herschel cũng chú ý tới khám phá của ông là một số ngôi sao không chỉ nằm dọc theo cùng một phương nhìn, nhưng cũng là các sao đồng hành tạo nên những hệ sao đôi.

Khoa học về quang phổ sao đã được đi tiên phong bởi Joseph von Fraunhofer và Angelo Secchi. Bằng cách so sánh phổ của các sao như sao Sirius với Mặt Trời, họ tìm ra những sự khác nhau trong cường độ và số các vạch hấp thụ—các đường tối màu trong phổ của sao là do sự hấp thụ của bầu khí quyển Trái Đất đối với những tần số xác định. Năm 1865 Secchi bắt đầu phân loại sao dựa theo kiểu phổ của chúng. Tuy nhiên, hình thức phân loại sao hiện đại mới được Annie Jump Cannon phát triển trong thập niên 1900.

Việc quan sát các sao đôi bắt đầu tăng lên một cách quan trọng trong thế kỷ XIX. Năm 1834, Friedrich Bessel đã quan sát sự thay đổi trong chuyển động riêng của sao Sirius, và ông suy luận ra sự tồn tại của một sao đồng hành bị che giấu. Edward Pickering đã lần đầu tiên phát hiện ra quang phổ của hệ sao đôi năm 1899 khi ông quan sát thấy sự tách có tính chu kỳ của các vạch phổ của sao Mizar theo chu kỳ 104 ngày. Các quan sát chi tiết của nhiều hệ thống sao đôi đã được thu thập lại bởi các nhà thiên văn William Struve và S. W. Burnham, cho phép xác định được khối lượng của sao từ tính toán về các tham số quỹ đạo. Và lời giải cho bài toán xác định quỹ đạo của các sao đôi từ các quan sát qua kính thiên văn được Felix Savary tìm ra năm 1827.

Thế kỷ thứ XX đã chứng kiến sự phát triển mạnh mẽ của khoa học nghiên cứu sao. Kĩ thuật chụp ảnh đã trở thành một công cụ có giá trị cho thiên văn học. Karl Schwarzschild đã khám phá ra màu của một sao, và từ đó là nhiệt độ của sao, chúng có thể được xác định bằng cách so sánh giữa độ sáng nhìn thấy và độ sáng của ảnh chụp. Sự phát triển của quang kế quang điện đã cho phép đo đạc rất chính xác về độ lớn tại rất nhiều khoảng bước sóng khác nhau. Năm 1921 Albert A. Michelson lần đầu tiên đo đường kính sao nhờ một giao thoa kế trên kính thiên văn Hooker.

Sự nghiên cứu quan trọng về cơ sở vật lý của ngôi sao đã xuất hiện trong những thập kỷ đầu của thế kỷ hai mươi. Năm 1913, biểu đồ Hertzsprung-Russell được phát triển, thúc đẩy ngành thiên văn vật lý nghiên cứu sao. Nhiều mô hình thành công được xây dựng để giải thích cấu trúc bên trong của sao và sự tiến hóa của chúng. Phổ của các sao cũng đã được giải thích thành công nhờ sự phát triển của vật lý lượng tử. Điều này cũng cho phép xác định được thành phần hóa học của khí quyển một ngôi sao.

Ngoại trừ các siêu tân tinh, các ngôi sao đã được quan sát một cách cơ bản, trước tiên trong các thiên hà Nhóm Địa Phương của chúng ta, và đặc biệt là phần nhìn thấy được của Ngân Hà (như được mô tả chi tiết trong các danh lục sao trong thiên hà của chúng ta). Nhưng cũng có một số sao được quan sát trong thiên hà M100 của Đám Virgo, cách Trái Đất 100 triệu năm ánh sáng. Trong Siêu đám Địa Phương chúng ta có thể nhìn thấy các quần tụ sao, và các kính thiên văn hiện tại có thể quan sát các ngôi sao đơn lẻ mờ nhạt trong Đám Địa Phương— phân giải được những ngôi sao xa đến hàng trăm triệu năm ánh sáng (Xem Cepheid). Tuy nhiên, bên ngoài các thiên hà của Siêu đám Địa Phương, chưa có một ngôi sao đơn lẻ hay một quần tinh được quan sát. Chỉ ngoại trừ hình ảnh của một quần tinh lớn chứa hàng trăm nghìn ngôi sao nằm cách chúng ta 1 tỷ năm ánh sáng—gấp 10 lần khoảng cách đến những quần tinh xa nhất từng được quan sát.

Định danh

Khái niệm chòm sao đã được biết từ thời kỳ Babylon. Những người cổ đại quan sát bầu trời tưởng tượng ra sự sắp xếp các vì sao nổi bật thành những hình ảnh, và họ gắn những hình ảnh này với những biểu tượng của thiên nhiên hay thánh thần. Có mười hai mẫu hình ảnh này nằm dọc theo dải của mặt phẳng hoàng đạo và chúng trở thành mười hai cung trong chiêm tinh học. Nhiều ngôi sao sáng điển hình cũng được đặt tên, đặc biệt là đặt theo ngôn ngữ Ả rập hoặc La tinh.

Giống như mỗi chòm sao hay Mặt Trời, các vì sao cũng có tên mang tính thần thoại dành cho chúng. Đối với người Hy Lạp cổ đại, một vài "vì sao" lại là những hành tinh (tiếng Hy Lạp πλανήτης (planētēs), có nghĩa là "kẻ lang thang"), đại diện cho nhiều vị thần tối cao, với tên gọi của các hành tinh Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc và Sao Thổ. (Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương được đặt tên của các vị thần của Hy Lạp và La Mã
cổ đại, nhưng do hai hành tinh này không được biết từ thời cổ đại do chúng quá mờ, nên tên của chúng đã được đặt bởi các nhà thiên văn sau này).

Vào khoảng những năm 1600, tên của các chòm sao được sử dụng để đặt tên cho các ngôi sao tương ứng nằm trong chòm sao đó. Nhà thiên văn học người Đức Johann Bayer lập ra một loạt các bản đồ sao và áp dụng các chữ Hy Lạp trong việc định danh các sao theo chòm sao của chúng. Sau đó tên gọi theo hệ thống số dựa trên xích kinh của ngôi sao đã được phát minh ra và thêm vào danh lục sao của John Flamsteed trong cuốn sách của ông "Historia coelestis Britannica" (ấn bản 1712), từ đó hệ thống số này được gọi là Định danh Flamsteed hay số Flamsteed.

Theo luật không gian, chỉ có duy nhất một tổ chức quốc tế được công nhận là có quyền đặt tên cho các thiên thể đó là Hiệp hội Thiên văn Quốc tế (IAU). Một số công ty tư nhân sử dụng tên gọi các vì sao mà Thư viện vương quốc Anh gọi là những công ty thương mại không hợp. Tuy nhiên, IAU không hợp tác với các công ty trong lĩnh vực thương mại để công nhận tên gọi hay sử dụng những tên gọi này cho các mục đích thương mại.

Trong tiếng Việt, một số hành tinh cũng được đặt tên với chữ "Sao" ở đầu, như Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hoả,... Không giống với các sao, các hành tinh là các thiên thể có khối lượng nhỏ hơn một phần nghìn lần khối lượng các sao, chứa vật chất chủ yếu ở dạng rắn, lỏng, khí, bay quanh các sao dưới tác dụng hấp dẫn bởi các sao. Tuy nhiên việc dùng các chữ "Sao" viết hoa là chỉ tên riêng, với ý nghĩa là vật thể trên trời, không dùng như danh từ chung với ý nghĩa phân loại.

Các đơn vị đo
Hầu hết các tham số của một sao được biểu diễn theo các đơn vị SI để cho thuận tiện, ngoài ra các đơn vị CGI cũng được sử dụng (ví dụ biểu diễn độ sáng theo erg trên giây). Khối lượng, độ sáng và bán kính thường được cho theo đơn vị của Mặt Trời, dựa trên đặc trưng của Mặt Trời:

{|
|Khối lượng Mặt Trời:
| kg
|-
|Độ sáng Mặt Trời:
| watt
|-
|Bán kính Mặt Trời:
| m
|}

Đối với những độ dài lớn, như bán kính của sao khổng lồ hoặc bán trục lớn của hệ sao đôi, thường được biểu diễn theo đơn vị thiên văn (AU)—xấp xỉ khoảng cách trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời (150 triệu km hay 93 triệu dặm).

Sự hình thành và tiến hóa

Các vì sao được hình thành trong những vùng mở rộng với mật độ cao hơn trong môi trường liên sao, mặc dù thế mật độ vẫn thấp hơn bên trong một buồng chân không ở trên Trái Đất. Những vùng này được gọi là các đám mây phân tử, chúng chứa chủ yếu hydro và khoảng 23 – 28% heli cùng một ít phần trăm các nguyên tố nặng hơn. Một ví dụ của vùng đang hình thành sao là Tinh vân Lạp Hộ.

Một sao khối lượng lớn thường hình thành trong các đám mây phân tử, chúng là nguồn chiếu sáng những vùng này. Chúng cũng làm ion hóa hydro, tạo ra những vùng H II.

Sự hình thành tiền sao

Sự hình thành một ngôi sao bắt đầu với sự bất ổn định hấp dẫn bên trong một đám mây phân tử, thường là từ sự kích hoạt của sóng xung kích từ các vụ nổ siêu tân tinh (những vụ nổ của sao khối lượng lớn) hoặc do va chạm giữa hai thiên hà (trong thiên hà bùng nổ sao). Khi một vùng đạt tới mật độ vật chất thỏa mãn giới hạn cho sự bất ổn định Jeans, nó bắt đầu co lại dưới lực hấp dẫn của chính nó.

Khi đám mây co lại, những tập hợp đơn lẻ của khí và bụi đậm đặc tạo nên cái mà chúng ta gọi là khối cầu Bok. Khối cầu tiếp tục suy sụp (co lại), mật độ tăng lên, năng lượng hấp dẫn chuyển thành nhiệt năng và làm cho nhiệt độ tăng lên. Khi đám mây tiền sao đã đạt tới xấp xỉ điều kiện ổn định của cân bằng thủy tĩnh, một tiền sao hình thành tại lõi của đám mây. Những sao tiền dải chính này thường bị bao bọc xung quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Chu kỳ co sụp hấp dẫn này diễn ra trong khoảng 10 đến 15 triệu năm.

Những sao sơ sinh với khối lượng nhỏ hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời được gọi là các saoT Tauri, trong khi các sao có khối lượng lớn hơn gọi là sao Herbig Ae/Be. Những sao mới sinh ra phát ra các tia khí dọc theo trục tự quay của nó, làm giảm mô men góc của sao đang suy sụp và tạo ra những phần mờ đục trong vùng đám mây gọi là các thiên thể Herbig-Haro. Những tia này, kết hợp cùng với bức xạ từ các sao khối lượng lớn ở gần, có thể giúp thổi bay đám mây bao quanh ngôi sao đã hình thành.

Dải chính

Khoảng 90% thời gian sống của một sao là để đốt cháy hydro tạo ra heli trong những phản ứng nhiệt độ cao và áp suất cao tại lõi của sao. Những ngôi sao như vậy được xếp vào dải chính và gọi là các sao lùn. Bắt đầu tại độ tuổi 0 (zero-age) của dải chính, tỷ lệ heli trong lõi của sao sẽ tăng lên. Hệ quả là để duy trì tốc độ đòi hỏi của phản ứng nhiệt hạt nhân tại lõi, ngôi sao sẽ từ từ tăng dần nhiệt độ và độ sáng của nó–ví dụ Mặt Trời, ước tính nó đã tăng độ sáng lên khoảng 40% từ khi nó đạt đến dải chính cách đây 4,6 tỷ năm trước.

Mỗi sao phát ra gió sao chứa các hạt gây nên các dòng khí liên tục thổi vào không gian. Đối với hầu hết các sao, khối lượng bị mất đi do gió sao là không đáng kể. Mặt Trời mất khoảng 10−14 khối lượng Mặt Trời hàng năm, hay khoảng 0,01% tổng khối lượng của nó trong toàn bộ thời gian sống của nó. Tuy thế, những sao khối lượng lớn có thể mất từ 10−7 đến 10−5 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, làm ảnh hưởng quan trọng tới sự tiến hóa của những sao này. Những sao mà khối lượng ban đầu lớn hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời có thể mất trên một nửa tổng khối lượng trong khi nó vẫn đang ở trạng thái trên dải chính.

Khoảng thời gian một sao ở trong giai đoạn của dải chính phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu nó đã sử dụng và tốc độ đốt cháy nhiên liệu đó, và khối lượng và độ sáng ban đầu của ngôi sao. Đối với Mặt Trời, người ta ước tính là vào khoảng 1010 năm. Các ngôi sao lớn tiêu dùng nhiên liệu của chúng rất nhanh và có thời gian sống ngắn. Trái lại, các sao nhỏ (gọi là sao lùn đỏ) tiêu dùng năng lượng rất chậm và thời gian sống của chúng từ hàng chục tỷ đến hàng trăm tỷ năm. Đến cuối đời, chúng chỉ đơn giản mờ hơn đi mà thôi. Tuy nhiên, do thời gian sống của các sao như vậy vượt quá độ tuổi hiện tại của vũ trụ (13,7 tỷ năm), cho nên chưa thể có một sao lùn đỏ nào đạt đến trạng thái như thế.

Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn heli có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli được xem là "kim loại", và nồng độ hóa học các nguyên tố này được gọi là tỉ lệ kim loại (metallicity). Tỉ lệ kim loại có thể ảnh hưởng đến thời gian ngôi sao đốt cháy nhiên liệu, điều khiển sự hình thành của từ trường và làm thay đổi cường độ của gió sao. Các sao già, hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ kim loại (metallicity) ít hơn rõ rệt so với các sao trẻ, sao lớp I (population I), do chúng hình thành từ các đám mây phân tử. (Theo thời gian những đám mây này được làm giàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn khi những ngôi sao già chết đi và để lại tỉ lệ kim loại trong khí quyển của chúng.

Sau dải chính

Khi một sao với khối lượng ít nhất 0,4 lần khối lượng Mặt Trời cạn kiệt nhiên liệu hydro tại lõi của nó, lớp ngoài cùng của nó mở rộng ra rất lớn và lạnh đi, khiến sao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Ví dụ, trong khoảng 5 tỉ năm nữa, Mặt Trời của chúng ta sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, nó sẽ nở rộng với bán kính cực đại vào khoảng 1AU, hay 250 lần bán kính hiện tại. Khi trở thành sao khổng lồ, Mặt Trời sẽ mất khoảng 30% khối lượng hiện tại.

Trong một sao khổng lồ đỏ với khối lượng lớn hơn 2,25 lần khối lượng Mặt Trời, sự đốt cháy hydro diễn ra tại một lớp bao quanh lõi. Thậm chí lõi bị nén lại đủ mạnh để có thể đốt cháy được heli, và bán kính ngôi sao bây giờ nhanh chóng co lại và nhiệt độ bề mặt ngôi sao tăng lên. Đối với những ngôi sao lớn hơn, vùng lõi của chúng chuyển dịch trực tiếp từ phản ứng đốt cháy hydro sang phản ứng đốt cháy heli.

Sau khi ngôi sao đã sử dụng hết nhiên liệu heli ở lõi, phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục diễn ra trong lớp vỏ bao quanh một lõi nóng chứa cacbon và oxy. Ngôi sao từ đó đi theo con đường tiến hóa song song với pha ban đầu của sao khổng lồ đỏ, nhưng với nhiệt độ bề mặt cao hơn.

Sao khối lượng lớn

Trong giai đoạn (pha) đốt cháy heli của chúng, những ngôi sao với khối lượng lớn hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời nở rộng thành các sao siêu khổng lồ đỏ. Khi nhiên liệu trong chúng bị cạn kiệt tại lõi, chúng có thể tiếp tục thực hiện các phản ứng nhiệt hạt nhân để đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli.
Lõi co lại cho đến khi nhiệt độ và áp suất đạt đến đủ để thực hiện phản ứng đốt cháy cacbon (xem quá trình đốt cháy cacbon). Quá trình này tiếp tục với các giai đoạn tiếp theo là đốt cháy neon (xem quá trình đốt cháy neon), oxy (xem quá trình đốt cháy oxy), và silic (xem quá trình đốt cháy silic). Gần cuối đời của sao, phản ứng tổng hợp có thể diễn ra trong các lớp (giống như lớp củ hành) bên trong ngôi sao. Mỗi lớp tổng hợp các nguyên tố khác nhau, với lớp ngoài cùng tổng hợp hydro; lớp tiếp theo tổng hợp heli, và tiếp tục như vậy.

Giai đoạn cuối cùng của chuỗi phản ứng tổng hợp các nguyên tố của ngôi sao khi nó bắt đầu thực hiện phản ứng tổng hợp để tạo ra sắt. Do các hạt nhân sắt có năng lượng liên kết lớn hơn bất kì của một hạt nhân nặng nào khác, và nếu chúng được tổng hợp chúng sẽ không giải phóng năng lượng ra nữa – quá trình sẽ thu năng lượng từ bên ngoài. Như vậy, do chúng liên kết chặt hơn mọi hạt nhân nhẹ, nên năng lượng không thể giải phóng bằng phản ứng phân hạch hạt nhân. Đối với những ngôi sao khối lượng rất lớn và tương đối già, tại tâm của ngôi sao sẽ tích tụ một lõi sắt lớn. Các nguyên tố nặng hơn trong những sao này có thể được tạo ra tại bề mặt, khiến chúng tiến hóa thành các sao Wolf-Rayet với gió sao đậm đặc thổi ra lớp khí quyển bên ngoài.

Suy sụp
Một sao kích thước trung bình khi tiến hóa sẽ thổi bay các lớp bên ngoài của nó để tạo thành tinh vân hành tinh. Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài cùng bị thổi bay đi có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó co lại thành một thiên thể tương đối nhỏ (có kích cỡ bằng khoảng Trái Đất) và không đủ nặng để tiếp tục nén sâu hơn, thiên thể này gọi là sao lùn trắng. Vật chất thoái hóa electron sâu bên trong sao lùn trắng không còn là plasma nữa, mặc dù ngôi sao lúc này thường được coi là quả cầu plasma. Các sao lùn trắng sẽ đi đến suy tàn trở thành các sao lùn đen trong một thời gian rất dài.

Trong những ngôi sao lớn hơn, phản ứng tổng hợp tiếp tục diễn ra cho đến khi lõi sắt trở lên lớn hơn (khối lượng lớn hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời) và không thể tự chống đỡ được chính khối lượng của nó. Lúc này lõi sẽ ngay lập tức suy sụp khi các electron kết hợp với proton để tạo thành vụ bùng nổ với các neutron cùng các hạt neutrino (hay là phản ứng phân rã beta ngược hoặc sự bắt electron). Sóng xung kích tạo bởi sự suy sụp bất thình lình này làm cho phần còn lại của ngôi sao (những lớp bên ngoài lõi sắt) nổ tung thành một sự kiện siêu tân tinh. Một siêu tân tinh rất sáng mà chỉ trong một thời gian ngắn nó có thể sáng hơn toàn bộ các ngôi sao trong cùng thiên hà đó. Khi chúng xuất hiện trong Ngân Hà, trong lịch sử siêu tân tinh đã từng được quan sát bằng mắt thường với tên gọi "sao mới" (người Trung Hoa gọi là sao khách) nơi chúng trước đây chưa từng tồn tại.

Phần lớn vật chất trong một ngôi sao bị thổi bay đi trong vụ nổ siêu tân tinh (hình thành lên tinh vân như tinh vân Con Cua) và tàn dư còn lại của lõi là một sao neutron (mà đôi khi được coi là sao xung hoặc bùng nổ tia X hoặc, trong một số trường hợp của những sao khối lượng cực lớn (lớn đủ để lại một tàn dư với khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), là một lỗ đen. Trong một sao neutron, trạng thái vật chất được gọi là vật chất thoái hóa neutron, và nhiều người tin tưởng rằng có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóa ngoại lai nữa, gọi là vật chất QCD, có khả năng có mặt tại lõi. Hiện nay vật chất tồn tại bên trong lỗ đen vẫn chưa được hiểu đến.

Những lớp bên ngoài bị thổi bay đi của ngôi sao đang suy tàn có chứa các nguyên tố nặng mà có thể được tham gia vào quá trình hình thành những ngôi sao mới. Những nguyên tố nặng này cho phép hình thành lên các hành tinh đá. Vật chất bị thổi bay đi của siêu tân tinh và gió sao của những ngôi sao lớn đóng một vai trò quan trọng trong việc hình thành lên môi trường liên sao.

Phân bố

Cùng với các ngôi sao đơn lẻ, các hệ nhiều sao có thể chứa hai hoặc nhiều sao có liên kết hấp dẫn với nhau và chúng quay quanh nhau. Những hệ nhiều ngôi sao thường gặp đó là hệ sao đôi, ngoài ra những hệ có nhiều ngôi sao hơn cũng đã được tìm thấy. Vì lý do ổn định của quỹ đạo, những hệ nhiều sao thường được tổ chức thành tập hợp các sao đôi quanh quay lẫn nhau. Những nhóm lớn hơn gọi là quần tinh cũng tổn tại. Chúng tập hợp từ một vài sao (trong stellar associations), đến hàng trăm nghìn ngôi sao trong các quần tinh cầu khổng lồ.

Từ lâu người ta đã giả sử rằng các ngôi lớn xuất hiện trong các hệ nhiều ngôi sao. Điều này đặc biệt đúng cho các lớp sao loại nặng O và B, nơi 80% chúng hình thành trong những hệ nhiều sao. Tuy nhiên tỉ lệ lại giảm cho những hệ nhiều sao nhỏ, chỉ có khoảng 25% sao lùn đỏ được biết là có sao đồng hành cùng. Với khoảng 85% ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là sao lùn đỏ, hầu hết các ngôi sao trong Ngân Hà được sinh ra một cách đơn lẻ.

Các sao không trải đều ra trong vũ trụ, nhưng chúng thường được nhóm lại thành các thiên hà cùng với các khí và bụi liên sao. Một thiên hà điển hình chứa hàng trăm tỷ ngôi sao, và có hơn 100 tỷ (1011) thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Nhiều nhà thiên văn học tin rằng các sao chỉ tồn tại trong các thiên hà, thì các ngôi sao ở môi trường liên thiên hà cũng đã được phát hiện. Các nhà thiên văn cũng ước tính có ít nhất 7×1022 ngôi sao trong vũ trụ quan sát thấy.

Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là Cận Tinh (Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km, hay 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm mới tới được Trái Đất. Khi du hành với vận tốc của tàu con thoi (5 dặm trên một giây—khoảng 30.000 km trên một giờ), chúng ta phải mất tới 150.000 năm để đến được đó. Khoảng cách đến Cận Tinh là điển hình bên trong một đĩa thiên hà, bao gồm cả vùng của Hệ Mặt Trời. Các sao có thể gần nhau hơn khi chúng phân bố tại tâm của các thiên hà và trong các quần tinh cầu, hoặc chúng phân bố cách xa nhau hơn trong các hào quang thiên hà.

Do khoảng cách tương đối lớn giữa các ngôi sao bên ngoài nhân thiên hà, nên sự va chạm giữa các ngôi sao diễn ra rất hiếm. Những vùng đậm đặc hơn như nhân của các cụm sao cầu hay của thiên hà, sự va chạm có thể diễn ra nhiều hơn. Những va chạm này có thể tạo ra những ngôi sao xanh lang thang. Các sao không bình thường này có nhiệt độ bề mặt cao hơn những ngôi sao trong dải chính với cùng độ trưng trong cụm sao.

Các đặc tính

Hầu hết mọi thứ về một sao được xác định bằng khối lượng ban đầu của nó, bao gồm các đặc trưng cơ bản như độ trưng và kích thước, cũng như sự tiến hóa của sao, thời gian sống và sự kết thúc của nó.

Độ tuổi
Hầu hết ngôi sao có độ tuổi từ 1 tỷ năm đến 10 tỷ năm. Một số sao thậm chí có độ tuổi gần với 13,7 tỷ năm – bằng độ tuổi của vũ trụ quan sát thấy. Ngôi sao có độ tuổi già nhất đã từng được khám phá, HE 1523-0901, ước tính có tuổi 13,3 tỷ năm.

Sao có khối lượng càng lớn, thì có thời gian sống càng ngắn, bởi vì về cơ bản các sao càng nặng thì áp suất càng lớn hơn tại lõi của chúng, làm cho chúng tổng hợp hydro một cách nhanh hơn. Những sao nặng nhất tồn tại với khoảng thời gian trung bình 1 triệu năm, trong khi các sao nhỏ nhất (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiên liệu của chúng rất chậm và kết thúc sau hàng chục đến hàng trăm tỷ năm.

Thành phần hóa học
Khi các ngôi sao hình thành trong thiên hà, chúng có thành phần vào khoảng 70% hydro và 28% heli, được đo theo khối lượng, với một tỉ lệ nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tỉ lệ điển hình các nguyên tố nặng được đo theo số hạng thành phần sắt trong khí quyển của sao, do sắt là một nguyên tố phổ biến và các vạch hấp thụ của nó là tương đối dễ đo. Bởi vì các đám mây phân tử nơi các sao hình thành luôn được làm giàu bởi các nguyên tố nặng hơn từ các vụ nổ siêu tân tinh, nên việc xác định các thành phần hoá học của một ngôi sao có thể được sử dụng để suy ra độ tuổi của nó. Tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn cũng là một dấu hiệu ngôi sao có khả năng có một hệ hành tinh quay xung quanh.

Ngôi sao có thành phần sắt thấp nhất từng đo được đó là sao lùn HE1327-2326, chỉ bằng 1/200.000 thành phần sắt của Mặt Trời. Ngược lại, sao siêu giàu tỉ lệ sắt μ Leonis với sự có mặt của sắt bằng hai lần của Mặt Trời, và sao có hành tinh quay quanh 14 Herculis có tỉ lệ sắt gần bằng ba lần. Cũng tồn tại những sao dị thường về mặt hoá học cho thấy sự có mặt không bình thường của các nguyên tố xuất hiện trong phổ của chúng; đặc biệt là crom và các nguyên tố đất hiếm.

Đường kính

Bởi vì các ngôi sao cách xa Trái Đất, ngoại trừ Mặt Trời ra, chúng đều hiện lên giống như những chấm sáng lấp lánh trên bầu trời đêm do hiệu ứng của bầu khí quyển Trái Đất. Mặt Trời là một ngôi sao gần nhất với Trái Đất vì vậy nó hiện lên như đĩa tròn cung cấp ánh sáng ban ngày cho hành tinh của chúng ta. Ngoài Mặt Trời, ngôi sao có kích thước biểu kiến lớn nhất là sao R Doradus, với đường kính góc chỉ là 0,057 cung giây.

Kích cỡ của hầu hết các ngôi sao theo đường kính góc là quá nhỏ để có thể quan sát với các kính thiên văn quang học hiện tại, vì vậy việc sử dụng các kính thiên văn giao thoa kế là cần thiết để tạo ra ảnh của những thiên thể này. Một kĩ thuật khác để đo kích thước góc của sao là nhờ sự che khuất. Bằng cách đo chính xác sự giảm độ sáng của sao khi nó bị Mặt Trăng che khuất (hoặc sự tăng độ sáng khi nó tái xuất hiện lại), đường kính góc của sao có thể tính toán ra được.

Các sao có kích thước từ 20 đến 40 km theo đường kính (sao neutron), đến sao khổng lồ như Betelgeuse trong chòm sao Lạp Hộ, với đường kính xấp xỉ lớn hơn 650 lần của Mặt Trời; hay 0,9 tỉ km.

Động học

Chuyển động của một sao tương đối đối với Mặt Trời có thể cung cấp thông tin hữu ích về nguồn gốc và độ tuổi của nó, cũng như về cấu trúc và sự tiến hoá xung quanh thiên hà. Các thành phần chuyển động của một ngôi sao bao gồm vận tốc xuyên tâm hướng vào hoặc ra xa Mặt Trời, và chuyển động góc ngang qua (gọi là chuyển động riêng.

Vận tốc xuyên tâm được đo bằng dịch chuyển Doppler của các vạch phổ của ngôi sao, tính theo đơn vị km/s. Chuyển động riêng của sao được xác định bằng các phép đo chính xác của trắc lượng học (astrometry), tính theo đơn vị mili-giây cung (mas) trên một năm. Bằng cách xác định thị sai của ngôi sao, chuyển động riêng của nó có thể đổi về đơn vị của vận tốc. Các sao có chuyển động riêng với tốc độ cao thì khá gần so với Mặt Trời, và là những ứng cử viên cho các phép đo thị sai.

Một khi các tốc độ của chuyển động được biết, vận tốc không gian của ngôi sao tương đối so với Mặt Trời hoặc so với thiên hà có thể tính ra được. Đối với những ngôi sao ở gần, người ta thấy rằng các sao loại I (population I) nói chung có vận tốc thấp hơn các sao già hơn – sao loại II (population II). Những sao loại II có quỹ đạo elip bị nghiêng so với mặt phẳng của thiên hà. Việc so sánh động học của các sao ở gần cũng dẫn đến việc xác định được các tập hợp sao (stellar association). Chúng là những nhóm sao có điểm chung về nguồn gốc trong các đám mây khí khổng lồ.

Từ trường

Từ trường của một ngôi sao được tạo ra từ những vùng bên trong sao nơi xảy ra những sự đối lưu tuần hoàn. Chuyển động của các plasma đối lưu này có chức năng giống như một máy phát điện (dynamo), tạo ra từ trường mở rộng ra bên ngoài ngôi sao. Cường độ của từ trường thay đổi theo khối lượng và thành phần hoá học của sao, và sự hoạt động của từ trường bề mặt phụ thuộc vào tốc độ quay của ngôi sao. Sự hoạt động của từ trường bề mặt tạo ra các vết sao (starspot), những vùng có từ trường mạnh và nhiệt độ bề mặt tại đấy thấp hơn những vùng lân cận. Vòng nhật hoa (coronal loop) là những cung từ trường vươn tới vành nhật hoa (corona) từ những vùng hoạt động. Chớp lửa sao (stellar flare) là những bùng nổ các hạt năng lượng cao được phát ra cũng từ các vùng từ trường hoạt động này.

Các sao trẻ, quay nhanh có xu hướng hoạt động bề mặt ở mức cao do từ trường của chúng. Tuy nhiên, từ trường có thể tác động ảnh hưởng lên gió sao, với chức năng giống như một cái phanh làm chậm dần tốc độ quay của ngôi sao khi ngôi sao dần già đi. Do vậy, những sao già hơn như Mặt Trời có tốc độ tự quay chậm đi rất nhiều và mức độ hoạt động bề mặt cũng thấp hơn. Các sao quay chậm có mức độ hoạt động giảm dần thay đổi theo chu kỳ và có thể ngừng hoạt động trong nhiều chu kỳ. Ví dụ, trong suốt thời kỳ yên tĩnh của nó (maunder minimum), Mặt Trời đi vào giai đoạn 70 năm không có hoạt động của vết đen Mặt Trời (sunspot).

Khối lượng

Một trong những ngôi sao có khối lượng lớn nhất được biết là Eta Carinae, với khối lượng bằng khoảng từ 100 đến 150 lần khối lượng của Mặt Trời; vì thế nó có thời gian sống rất ngắn, chỉ vài triệu năm tuổi. Một nghiên cứu gần đây về quần tinh cái Cung (Arches cluster) gợi ra rằng khối lượng 150 lần khối lượng Mặt Trời là giới hạn trên cho các ngôi sao trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ. Lý do cho giới hạn trên về khối lượng vẫn chưa được biết một cách chính xác, nhưng một phần là do độ sáng Eddington (Eddington luminosity) mà cho phép lượng sáng lớn nhất có thể được truyền qua khí quyển của một ngôi sao mà không làm thổi các khí vào không gian. Tuy thế, một ngôi sao tên là R136a1 trong đám sao RMC 136a đã được đo với khối lượng là 265 lần khối lượng Mặt Trời, đã đặt ra một giói hạn trên về khối lượng của các ngôi sao.

Những ngôi sao đầu tiên hình thành sau Big Bang có thể có khối lượng lớn hơn, trên 300 lần khối lượng của Mặt Trời hoặc hơn nữa, do sự vắng mặt hoàn toàn của các nguyên tố nặng hơn lithium trong thành phần của chúng. Tuy thế, thế hệ các sao siêu khối lượng, sao loại III (population III), đã biến mất từ lâu và hiện tại chỉ là về lý thuyết.

Với khối lượng chỉ bằng 93 lần khối lượng của Mộc Tinh, AB Doradus C, một sao đồng hành của sao AB Doradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết đến có xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi. Đối với các sao có tính kim loại (metallicity) như Mặt Trời, theo lý thuyết hiện nay thì khối lượng nhỏ nhất đủ để một ngôi sao thực hiện được phản ứng tổng hợp tại lõi được ước tính vào khoảng 75 lần khối lượng của Sao Mộc. Tuy nhiên, khi thành phần kim loại (metallicity) rất thấp, một nghiên cứu gần đây về các sao mờ nhất cho thấy khối lượng sao tối thiểu là bằng 8,3%, hay khoảng 87 lần khối lượng Sao Mộc. Các thiên thể nhỏ hơn gọi là các sao lùn nâu, hiện tại vẫn chưa có định nghĩa rõ ràng giữa chúng và các hành tinh khí khổng lồ.

Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của sao cho phép xác định được hấp dẫn tại bề mặt của ngôi sao. Các ngôi sao khổng lồ có hấp dẫn tại bề mặt thấp hơn nhiều so với các sao ở dải chính, và ngược lại đối với các sao thoái hoá, sao đặc như các sao lùn trắng. Hấp dẫn tại bề mặt có thể ảnh hưởng đến quang phổ biểu kiến của ngôi sao, với hấp dẫn bề mặt lớn hơn sẽ làm cho các vạch hấp thụ trở lên rộng ra.

Sự tự quay

Tốc độ quay của các sao có thể tìm được xấp xỉ thông qua đo đạc quang phổ, hoặc xác định chính xác hơn bằng cách theo dõi sự quay của các vết sao (starspot). Những ngôi sao trẻ có tốc độ quay rất nhanh, trên 100 km/s tại xích đạo. Như sao loại B Achernar có vận tốc quay tại xích đạo vào khoảng 225 km/s hoặc lớn hơn, khiến cho đường kính tại xích đạo của nó lơn hơn 50% khoảng cách giữa hai cực. Tốc độ quay này nhỏ hơn giới hạn 300 km/s, khi quay đến gần vận tốc giới hạn này ngôi sao sẽ bị phá vỡ ra. Ngược lại, Mặt Trời chỉ quay một vòng với chu kỳ 25 đến 35 ngày, với vận tốc tại xích đạo bằng 1,994 km/s. Từ trường của sao và gió sao cũng làm chậm tốc độ quay của các sao ở dải chính một lượng rõ rệt khi sao tiến hoá trên dải chính.

Các sao thoái hoá (degenerate star) bị co lại thành thiên thể đặc, khiến cho tốc độ quay của chúng tăng lên. Tuy nhiên tốc độ quay của chúng tương đối thấp so với mong đợi khi chúng ta áp dụng định luật bảo toàn momen góc; đó là tốc độ quay của thiên thể bù lại cho sự co về kích thước bằng cách tăng tốc độ tự quay của nó. Có thể một phần lớn momen góc của ngôi sao bị tiêu tan do gió sao làm mất một phần khối lượng của nó. Mặc dù vậy, tốc độ quay của một sao xung vẫn rất nhanh. Sao xung tại tâm của tinh vân Con Cua quay nhanh 30 vòng trong một giây. Và tốc độ quay của sao xung cũng chậm dần do sự phát ra các bức xạ.

Nhiệt độ

Nhiệt độ tại bề mặt của một sao ở dải chính được xác định bằng tốc độ sản sinh năng lượng tại lõi và bán kính của sao, và thông thường được ước lượng từ chỉ số màu của sao. Thông thường nhiệt độ bề mặt của ngôi sao được cho theo nhiệt độ hiệu quả, là nhiệt độ của một vật đen lý tưởng mà phát ra năng lượng tại cùng một độ trưng trên diện tích bề mặt của sao. Chú ý rằng nhiệt độ hiệu quả chỉ là một giá trị đại diện, và thực tế ngôi sao có gradient nhiệt độ giảm theo sự tăng khoảng cách từ lõi. Nhiệt độ tại vùng lõi của sao là khoảng vài triệu kelvin.

Từ nhiệt độ của sao sẽ xác định được tốc độ năng lượng hoá hoặc ion hoá của các nguyên tố khác nhau, thể hiện kết quả trong đặc trưng của các vạch hấp thụ trong quang phổ. Nhiệt độ bề mặt của sao, cùng với độ sáng biểu kiến tuyệt đối và các đặc trưng của vạch hấp thụ trong quang phổ, thường được sử dụng để phân loại sao (xem phân loại bên dưới).

Các sao khối lượng lớn ở dải chính có nhiệt độ bề mặt lên tới 50.000 K. Các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt độ 6000 K. Những sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ bề mặt tương đối thấp vào khoảng 3.600 K, nhưng chúng cũng có độ trưng tương đối lớn do diện tích mặt ngoài lớn.

Bức xạ
Năng lượng được sản xuất ra bởi sao, là sản phẩm của phản ứng tổng hợp hạt nhân, bức xạ vào trong không gian bằng cả bức xạ điện từ và bức xạ hạt. Ngôi sao phát ra bức xạ hạt cũng chính là gió Sao Thổi vào không gian (tồn tại như là một dòng các hạt tích điện ổn định, như proton, hạt anpha, và hạt beta, thoát ra từ các lớp ngoài cùng của sao) và dòng ổn định các hạt neutrino thoát ra từ lõi sao.

Sản phẩm năng lượng tại lõi cũng là nguyên nhân tại sao ngôi sao chiếu sáng: mỗi lần hai hoặc nhiều hơn hạt nhân nguyên tử của một nguyên tố tổng hợp với nhau để tạo thành một hạt nhân của nguyên tố mới nặng hơn, các photon tia gamma được giải phóng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Năng lượng này được biến đổi thành các dạng năng lượng điện từ khác, bao gồm ánh sáng khả kiến, theo thời gian chúng truyền đến các lớp bên ngoài của sao.

Màu sắc của một sao, được xác định bởi đỉnh tần số của ánh sáng khả kiến, phụ thuộc vào nhiệt độ các lớp ngoài cùng của ngôi sao, bao gồm quang quyển của nó. Bên cạnh ánh sáng khả kiến, ngôi sao cũng phát ra các dạng bức xạ điện từ không nhìn thấy được bằng mắt thường. Thực tế bức xạ điện từ phát ra từ ngôi sao trải rộng trên toàn phổ điện từ, từ bước sóng dài nhất là sóng radio, hồng ngoại cho đến bước sóng ngắn nhất như tia tử ngoại, tia X, và tia gamma. Mọi bước sóng bức xạ điện từ của ngôi sao, cả nhìn thấy và không nhìn thấy, đều có ý nghĩa quan trọng.

Sử dụng phổ của ngôi sao, các nhà thiên văn cũng xác định được nhiệt độ bề mặt, hấp dẫn tại bề mặt, tính kim loại (metallicity) và vận tốc tự quay của sao. Nếu biết được khoảng cách đến ngôi sao, như đo bằng thị sai, thì sẽ suy ra được độ trưng của nó. Khối lượng, bán kính, hấp dẫn tại bề mặt, và chu kỳ quay từ đó có thể ước lượng được trên cơ sở của mô hình sao. (Khối lượng có thể đo được một cách trực tiếp đối với những sao trong hệ sao đôi. Kĩ thuật vi thấu kính hấp dẫn cũng dùng để xác định khối lượng của ngôi sao.) Với những tham số này, các nhà thiên văn cũng ước lượng được độ tuổi của sao.

Độ sáng
Trong thiên văn học, độ sáng là lượng ánh sáng, và những dạng năng lượng bức xạ khác, mà ngôi sao phát ra trên một đơn vị thời gian. Độ sáng của sao được xác định nhờ bán kính và nhiệt độ bề mặt của nó. Người ta đã chứng minh rằng, với giả sử chấp nhận được đó là ngôi sao là vật đen, thì độ sáng  được liên hệ với nhiệt độ  và bán kính  của ngôi sao theo phương trình: với σ là hằng số Stefan-Boltzmann 5,67 W·m−2·K−4. Tuy nhiên, do nhiều ngôi sao không phát ra thông lượng đều đặn—lượng năng lượng phát ra trên một đơn vị diện tích—thông qua toàn bộ bề mặt của nó. Ví dụ như sao có tốc độ quay nhanh như Vega có thông lượng năng lượng cao hơn tại cực so với dọc đường xích đạo.

Những vùng bề mặt với nhiệt độ và độ sáng trung bình thấp hơn được gọi là vết đen (sunspot, hay starspot). Những ngôi sao nhỏ, lùn như Mặt Trời nói chung về cơ bản chỉ xuất hiện những vết đen nhỏ. Đối với những sao lớn hơn có những vết đen lớn hơn, rõ ràng hơn, và chúng cũng thể hiện rất rõ những quầng sao tối (stellar limb darkening). Theo đó, độ trắng (brightness) giảm khi đi từ tâm đĩa sao về phía rìa của đĩa. Các sao lùn đỏ bừng sáng (flare star) như sao UV Ceti cũng chứa những đặc điểm về các vết đen điển hình.

Cấp sao

Độ trắng (brightness) biểu kiến của một ngôi sao được đo bằng cấp sao biểu kiến của nó, đó là độ trắng của sao theo độ sáng của nó, với khoảng cách tính từ Trái Đất, và ánh sáng của ngôi sao bị thay đổi khi nó truyền qua khí quyển của Trái Đất. Cấp sao tuyệt đối hay nội tại có liên quan trực tiếp đến độ sáng của sao và đo bằng cấp sao biểu kiến với khoảng cách quy ước từ Trái Đất đến ngôi sao là 10 parsec (32,6 năm ánh sáng).

Cả hai thang đo cấp sao biểu kiến và cấp sao tuyệt đối đều theo đơn vị logarit: hiệu của một đơn vị cấp sao bằng với sự biến thiên độ trắng khoảng 2,5 lần (là căn bậc 5 của 100 hay xấp xỉ 2,512). Điều này có nghĩa là ngôi sao có cấp sao (+1,00) thì sáng hơn 2,5 lần ngôi sao có cấp sao (+2,00), và xấp xỉ 100 lần sáng hơn ngôi sao có cấp sao (+6,00). Những ngôi sao mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trong điều kiện tốt có cấp sao khoảng +6.

Trên cả hai thang đo cấp sao tuyệt đối và biểu kiến, số cấp sao nhỏ hơn, tương ứng với ngôi sao sáng hơn; số cấp sao lớn hơn, tương ứng với ngôi sao mờ hơn. Những sao sáng nhất, trên một hoặc hai thang đo, có cấp sao âm. Biến thiên về độ trắng (ΔL) giữa hai ngôi sao được tính toán bằng cách lấy số cấp sao của ngôi sao sáng hơn (mb) trừ đi số cấp sao của ngôi sao mờ hơn (mf), sau đó lấy hiệu là số mũ với cơ số 2,512; viết theo công thức là:

Liên quan đến cả độ sáng và khoảng cách đến Trái Đất, đối với một ngôi sao cấp sao tuyệt đối (M) và cấp sao biểu kiến (m) không tương đương với nhau; ví dụ, ngôi sao Sirius có cấp sao biểu kiến là –1,44, nhưng nó lại có cấp sao tuyệt đối là +1,41. Gọi r (parsec) là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái Đất, thì công thức liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối M và cấp sao biểu kiến m là: M = m + 5 – 5log(r)

Mặt Trời có cấp sao biểu kiến là −26,7, nhưng cấp sao tuyệt đối chỉ là +4,83. Sirius, ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm khi nhìn từ Trái Đất, có độ sáng xấp xỉ gấp 23 lần Mặt Trời, trong khi Canopus, ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời đêm có cấp sao tuyệt đối là −5,53, và độ sáng của nó xấp xỉ gấp 14.000 lần độ sáng của Mặt Trời. Mặc dù Canopus có độ sáng lớn hơn Sirius rất nhiều lần, nhưng Sirius lại hiện lên sáng hơn Canopus. Điều này là do khoảng cách từ Sirius đến Trái Đất chỉ là 8,6 năm ánh sáng, còn Canopus nằm cách xa hơn nhiều lần, với khoảng cách 310 năm ánh sáng.

Cho đến năm 2006, ngôi sao có cấp sao tuyệt đối cao nhất là LBV 1806-20, với cấp sao −14,2. Nó có độ trưng cao gấp 5.000.000 lần Mặt Trời. Các sao có độ trưng thấp nhất được biết đến là các sao nằm trong đám NGC 6397. Sao lùn đỏ trong đám có cấp sao là +26, và sao lùn trắng với cấp sao +28 cũng đã được phát hiện. Những ngôi sao này rất mờ đến nỗi ánh sáng của chúng chỉ như những ngọn nến sinh nhật đặt trên Mặt Trăng khi nhìn từ Trái Đất.

Phân loại

Hệ thống phân loại sao hiện tại có nguồn gốc từ đầu thế kỷ XX, khi các sao được phân loại từ A đến Q trên cơ sở cường độ của vạch hydro trong quang phổ. Thời điểm đó người ta vẫn chưa biết rõ nguyên nhân ảnh hưởng lớn đến cường độ của vạch quang phổ là do nhiệt độ; cường độ vạch hydro đạt đỉnh tại nhiệt độ trên 9.000 K, và nó trở lên yếu hơn tại cả nhiệt độ thấp hơn và cao hơn. Khi sự phân loại được sắp xếp lại theo thứ tự nhiệt độ, nó trở lên gần giống với biểu đồ của hiện đại.

Có các chữ cái đơn khác nhau cho sự phân loại sao tuân theo phổ của chúng, xếp từ loại O, đối với sao rất nóng, đến M, đối với sao rất lạnh mà các phân tử có thể hình thành trong khí quyển của chúng. Những phân loại sao chính theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ bề mặt là: O, B, A, F, G, K, và M hay thường còn được gọi là (Oh Be A Fine Girl Kiss Me). Có những kiểu phổ rất hiếm gặp cũng được phân loại đặc biệt. Những loại này thường là kiểu L và T, tương ứng với phân loại các sao rất lạnh khối lượng nhỏ và sao lùn nâu. Mỗi một kiểu chia làm 10 kiểu nhỏ, đánh số từ 0 đến 9, theo thứ tự giảm dần nhiệt độ. Tuy thế, hệ thống phân loại này bị phá vỡ tại những nhiệt độ rất cao: lớp sao O0 và O1 có thể không tồn tại.

Ngoài ra, các sao có thể được phân loại theo hiệu ứng độ trưng được tìm thấy trong các vạch phổ của chúng, nó tương ứng với kích cỡ của sao và xác định bởi hấp dẫn tại bề mặt. Phân loại sắp xếp từ 0 (sao siêu khổng lồ) qua III (sao khổng lồ) đến V (sao lùn ở dải chính); một số tác giả thêm vào VII (sao lùn trắng). Hầu hết các sao thuộc vào dải chính, mà bao gồm các sao thông thường đốt cháy hydro. Chúng sắp xếp thành một dải chéo, hẹp khi ta vẽ lên biểu đồ theo cấp sao biểu kiến và kiểu phổ của chúng. Mặt Trời của chúng ta là một sao lùn vàng ở dải chính, được phân loại là G2V, có nhiệt độ bề mặt trung bình và kích cỡ thông thường.

Ngoài những ký hiệu phân loại như trên, người ta còn thêm các chữ ở dưới các ký hiệu đó để cho biết những dị thường trong phổ của các sao. Ví dụ, ký tự "e" có thể ám chỉ sự có mặt của các vạch phát xạ; "m" đại diện cho mức kim loại rất mạnh không thông thường, và "var" có nghĩa là sự biến thiên trong kiểu phổ.

Các sao lùn trắng còn có phân loại riêng dành cho chúng với bắt đầu bằng chữ cái D. Sau đó được chia ra thành các lớp DA, DB, DC, DO, DZ, và DQ, phụ thuộc vào những vạch điển hình được tìm thấy trong phổ của chúng. Điều này cho suy ra được một giá trị số ám chỉ bởi chỉ số nhiệt độ.

Sao biến quang

Các sao biến quang là những sao có độ sáng thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi vì những tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài. Về bản chất đối với các sao biến quang, chúng có thể được chia ra làm ba nhóm chính.

Trong quá trình tiến hoá của ngôi sao, một số sao trải qua giai đoạn mà chúng trở thành các sao biến quang co giãn (pulsating variable star). Sao biến quang co giãn thay đổi bán kính và độ sáng theo thời gian, mở rộng hay co lại theo các chu kỳ từ vài phút đến vài năm, phụ thuộc vào kích thước của sao. Phân loại theo kiểu này gồm sao biến quang Cepheid và những sao kiểu Cepheid, và những sao biến quang chu kỳ lớn như sao Mira.

Các sao biến quang bùng phát (eruptive variable) là những sao bất thình lình tăng độ sáng của nó lên do những sự kiện như chớp lửa (flare) hay sự phóng một lượng lớn các hạt vào không gian. Những nhóm này bao gồm các tiền sao, sao Wolf-Rayet, sao bùng sáng (flare star), cũng như các sao khổng lồ và siêu khổng lồ.

Những sao biến quang kiểu nổ tung (explosive) hay biến động lớn (cataclysmic) trải qua sự thay đổi lớn về tính chất của chúng. Nhóm này bao gồm các sao mới (nova) và các siêu tân tinh. Một hệ sao đôi có một sao lùn trắng có thể tạo ra những vụ nổ sao lớn kiểu này, gồm sao mới và siêu tân tinh kiểu Ia. Vụ nổ được tạo ra khi sao lùn trắng bồi tụ hydro từ sao đồng hành, tăng dần khối lượng của nó cho đến khi xảy ra phản ứng tổng hợp hydro. Một số sao mới cũng có những vụ nổ mang tính tuần hoàn, lặp lại với biên độ trung bình.

Nhiều sao cũng thay đổi độ sáng do những nguyên nhân bên ngoài, như sự che khuất trong hệ sao đôi, cũng như các sao quay nhanh với những vết đen (starspot) lớn trên nó. Một ví dụ nổi bật về sự che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol, nó biến đổi cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến 3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày.

Cấu trúc

Phần bên trong của một sao ổn định tuân theo trạng thái cân bằng thủy tĩnh: các lực tác động vào một thể tích nhỏ bất kỳ được cân bằng chính xác với nhau. Những lực cân bằng bao gồm lực hấp dẫn hướng vào trong và lực hướng ra ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao. Gradient áp suất được thiết lập nên bởi gradient nhiệt độ của plasma; phần bên ngoài của sao thì lạnh hơn phần bên trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là ít nhất vào khoảng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hydro của sao ở dải chính là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra và đủ để tạo ra năng lượng chống lại sự suy sụp của ngôi sao.

Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra năng lượng dưới dạng các tia gamma. Những photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngôi sao ở dải chính biến đổi hydro thành heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỷ lệ tăng ổn định, chậm chạp của heli tại lõi. Thậm chí cho đến khi nguyên tố heli chiếm đa số và sự sinh năng lượng bị ngừng hẳn tại lõi. Quả thực, đối với các ngôi sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng hợp diễn ra chậm dần trong lớp vỏ nở rộng xung quanh lõi heli thoái hoá (degenerate).

Ngoài cân bằng thủy tĩnh, phần bên trong của một ngôi sao ổn định cũng duy trì sự cân bằng năng lượng về nhiệt lượng. Có một gradient nhiệt độ xuyên tâm trên toàn bộ phần bên trong sao cho tạo ra một thông lượng năng lượng theo đó hướng ra bên ngoài. Thông lượng năng lượng hướng ra ngoài thoát ra từ một lớp bên trong bất kỳ của ngôi sao bằng một cách chính xác thông lượng năng lượng từ lớp phía dưới hướng vào lớp đó.

Đới bức xạ là vùng bên trong ngôi sao nơi sự truyền bức xạ diễn ra đủ hữu hiệu để duy trì thông lượng năng lượng. Trong vùng này, plasma sẽ không bị xáo trộn và không tồn tại một chuyển động lớn nào của vật chất. Tuy nhiên, nếu điều này không đúng, thì plasma sẽ trở lên không ổn định và sự đối lưu diễn ra, tạo ra đới đối lưu. Điều này có thể xảy ra, ví dụ, trong vùng xuất hiện những thông lượng năng lượng rất cao, như gần tại lõi hoặc trong những vùng có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ bên ngoài.

Việc xảy ra sự đối lưu trong lớp vỏ bên ngoài của một sao ở dải chính phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Các sao với khối lượng một vài lần khối lượng Mặt Trời có đới đối lưu sâu bên trong cấu trúc của sao và một đới bức xạ ở những lớp phía bên ngoài. Những ngôi sao nhỏ hơn như Mặt Trời lại ngược lại, chúng có đới đối lưu nằm ở những lớp bên ngoài. Những sao lùn đỏ với khối lượng nhỏ hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời thì sự đối lưu xảy ra trong toàn bộ ngôi sao và ngăn cản sự tích tụ thành một lõi heli. Đối với hầu hết các sao, những đới đối lưu sẽ luôn thay đổi theo thời gian khi ngôi sao trở lên già hơn và cấu trúc bên trong của sao bị thay đổi theo.

Phần của ngôi sao hiện lên trước mắt một người quan sát được gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt đối với photon của ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi được tự do lan truyền vào không gian. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.

Bên trên quang quyển là khí quyển của ngôi sao. Đối với các sao ở dải chính như Mặt Trời, đới thấp nhất bên trong khí quyển là vùng sắc quyển mỏng, nơi các tai lửa (spicule) xuất hiện và chớp lửa của sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao bọc xung quanh bởi một vùng chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng lên một cách nhanh chóng chỉ trong khoảng cách độ cao 100 km. Bên ngoài vùng này nữa gọi là quầng (corona) hay đối với Mặt Trời gọi là vành nhật hoa, một vùng với thể tích plasma siêu nóng và có thể mở rộng ra ngoài không gian hàng triệu km. Sự tồn tại của quầng dường như độc lập với đới đối lưu ở những lớp bên ngoài của sao. Và mặc dù nó có nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng. Vùng quầng của Mặt Trời thường chỉ có thể nhìn thấy được trong quá trình nhật thực.

Từ vùng quầng này, gió sao chứa các hạt plasam mở rộng ra bên ngoài từ ngôi sao, lan truyền cho đến tận khi nó tương tác với môi trường liên sao. Đối với Mặt Trời, sự ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng ra tận đến vùng có hình dạng bong bóng của nhật quyển (heliosphere).

Chu trình phản ứng tổng hợp hạt nhân

Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi các sao, phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng cộng của các hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng các hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, tuân theo nguyên lý sự tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².

Quá trình tổng hợp hydro là một quá trình nhạy với nhiệt độ, chỉ cần nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K đối với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O.

Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hydro tổng hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton - proton:
41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)
23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

với e+ là hạt positron, γ là hạt photon tia gamma, νe là hạt neutrino, và H và He tương ứng là các đồng vị của hydro và heli. Năng lượng được giải phóng trong phản ứng này lên tới hàng triệu electron vôn, là nhỏ nếu chỉ tính riêng từng phản ứng một. Tuy nhiên bên trong Mặt Trời vô số các phản ứng này diễn ra liên tục, tạo ra đủ năng lượng cần thiết để duy trì cho sự bức xạ của ngôi sao ra bên ngoài.

Trong những ngôi sao nặng hơn, heli được tạo ra trong một chu trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác— chu trình cacbon-nitơ-oxy.

Trong những sao đã tiến hoá với lõi có nhiệt độ 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli có thể biến đổi thành cacbon trong quá trình ba-alpha (triple-alpha process) với nguyên tố trung gian là beryli:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Đối với toàn bộ phản ứng:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Trong các sao có khối lượng lớn, những nguyên tố nặng hơn cũng có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy oxy. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt cháy silic với sản phẩm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục diễn ra đối với sắt nữa ngoại trừ quá trình thu nhiệt, và năng lượng chỉ có thể được sản sinh ra là nhờ sự suy sụp hấp dẫn.

Ví dụ bên dưới cho thấy khoảng thời gian cần thiết cho một ngôi sao có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời có thể tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần đường kính Mặt Trời và có độ trưng gấp 62.000 lần độ trưng của Mặt Trời.

Xem thêm
 Tiến hóa sao
 Phân loại sao
 Mảng sao
 Chòm sao

Tham khảo

Chú thích

Ghi chú

Đọc thêm

Liên kết ngoài

  Quan sát các ngôi sao tại vị trí bạn đứng

Sao
Thuật ngữ thiên văn học
Bài viết thiên văn chọn lọc
Nguồn ánh sáng
Thiên văn học sao


title: Tortyra malacozona

text:
Tortyra malacozona là một loài bướm đêm thuộc họ Choreutidae. Nó được tìm thấy ở Peru và Costa Rica.

Chú thích

Tham khảo

Tortyra


title: Lobocraspeda

text:
Lobocraspeda là một chi bướm đêm thuộc họ Geometridae.

Chú thích

Tham khảo

Natural History Museum Lepidoptera genus database

Geometridae


title: Xiphocentron insulare

text:
Xiphocentron insulare là một loài Trichoptera trong họ Xiphocentronidae. Chúng phân bố ở vùng Tân nhiệt đới.

Tham khảo

Trichoptera vùng Tân nhiệt đới
Xiphocentron


title: Wittenhagen

text:
Wittenhagen là một đô thị tại huyện Vorpommern-Rügen (trước thuộc huyện Nordvorpommern), bang Mecklenburg-Vorpommern, miền bắc nước Đức.

Tham khảo

Xã của bang Mecklenburg-Vorpommern
Xã và đô thị ở huyện Vorpommern-Rügen


title: Dolores, Abra

text:
Dolores là một đô thị hạng 5 ở tỉnh Abra, Philippines. Theo điều tra dân số năm 2007, đô thị này có dân số 10.787 người trong 2.106 hộ.

Các khu phố (barangay)

Dolores được chia thành 15 khu phố (barangay).

Kết quả bầu cử năm 2007

Tham khảo

Liên kết ngoài
Mã địa lý chuẩn Philipin
2007 Philippine Census Information
2007 Local Elections

Đô thị của Abra
Abra


title: Alabel

text:
Alabel là một đô thị hạng 1 ở tỉnh Sarangani, Philippines. Đây là thủ phủ của Sarangani, gần thành phố cảng General Santos  , dân số theo điều tra năm 2007 là 71.872 người.

Alabel có nền kinh tế chủ yếu là nông nghiệp với sản phẩm cơm dừa khô, ngoài ra còn có ngô, mía đường, chuối, cá.

Barangay

Alabel được chia thành 12 barangay.

 Alegria
 Bagacay
 Baluntay
 Datal Anggas
 Domolok
 Kawas
 Maribulan
 Pag-Asa
 Paraiso
 Poblacion (Alabel)
 Spring
 Tokawal

Tham khảo

Liên kết ngoài

 Mã địa lý chuẩn Philipin
 Gensan Exchange

Đô thị của Sarangani


title: Anton Antonovich Delvig

text:
Anton Antonovich Delvig (tiếng Nga: Анто́н Анто́нович Де́львиг; 6 tháng 8 năm 1798 – 14 tháng 1 năm 1831) là nhà thơ Nga, bạn thân của Aleksandr Sergeyevich Pushkin.

Tiểu sử
Anton Delvig sinh ở Moskva trong một gia đình quý tộc. Đầu tiên học ở trường pansion, sau đó học Tsarskoye Selo Lyceum cùng với Pushkin. Anton Delvig lười học nhưng biết làm thơ từ rất sớm và năm 1814 đã in thơ ở tạp chí Вестник Европы. Ông từng làm việc ở Bộ tài nguyên, Bộ tài chính, sau đó làm ở Thư viện Hoàng gia và cuối cùng làm ở Bộ nội vụ nhưng ở đâu ông cũng nổi tiếng là một người không yêu thích công việc của mình. Năm 1825 ông cưới vợ, trong gia đình thường tổ chức những buổi dạ hội văn thơ và âm nhạc mà những bạn bè của ông, là những nhà văn, nhà thơ nổi tiếng thường góp mặt. Cũng trong thời gian này ông tham gia hoạt động xuất bản, in nhiều hợp tuyển văn thơ có giá trị.

Di sản văn học của ông không lớn, cũng như trong mọi công việc, trong thơ ca ông cũng nổi tiếng là một người lười viết, tuy nhiên, nhiều bài thơ trữ tình của ông dành cho ông một vị trí trong các nhà thơ lớn của thế kỷ vàng của thơ Nga. Đối với những người nghiên cứu lịch sử văn học thì ông là người bạn thân của Pushkin mà trong một bức thư Pushkin viết: "...Chẳng có ai trên đời này thân thiết hơn với tôi bằng Delvig... Thiếu Delvig thì chúng tôi chắc chắn là những kẻ mồ côi".

Anton Delvig mất ở Sankt-Peterburg.

Tác phẩm
Полное собрание сочинений — в «Библиотеке Севера» за июль 1893 г., под ред. В. В. Майкова
Полн. собр. стихотворений. Вступ. ст. Б. Томашевского, 2 изд., Л., 1959 *Стихотворения, М. - Л., 1963
Дельвиг А.А. Сочинения. Л., 1986

Một vài bài thơ

Tham khảo

Liên kết ngoài
 Антон Дельвиг стихи  на сайте Стихии
 Антон Дельвиг стихи в Антологии русской поэзии
[lib.ru|http://az.lib.ru/d/delxwig_a_a/]

Nhà thơ Nga
Mất năm 1831
Nhà báo Nga


title: Quận Northumberland, Virginia

text:
Quận Northumberland (tiếng Anh: Northumberland County) là một quận nằm trên cổ phía Bắc Thịnh vượng chung Virginia, một bang của Hoa Kỳ. Năm 2000, dân số quận là 12.259 người. quận lỵ của nó là Heathsville [1]. Quận này nằm trên bán đảo Bắc Cổ và là một phần của vùng sản xuất rượu rượu vang Northern Neck George Washington Birthplace AVA.

Quận này được tạo ra bởi Đại hội đồng Virginia năm 1648 trong một giai đoạn tăng trưởng dân số nhanh chóng và sự mở rộng địa lý. Khu định cư ban đầu trong khu vực này của Northern Neck vào khoảng 1.635. Được biết đến với tên quận Anh-điêng Chickacoan, sự xuất hiện đầu tiên của tên gọi Northumberland trong các hồ sơ thuộc địa là vào năm 1644.

Tham khảo

Quận của Virginia
Quận của Virginia trên sông Potomac


title: Ecclisopteryx dalecarlica

text:
Ecclisopteryx dalecarlica là một loài Trichoptera trong họ Limnephilidae. Chúng phân bố ở miền Cổ bắc.

Tham khảo

Ecclisopteryx


title: Abelater himalayanus

text:
Abelater himalayanus là một loài bọ cánh cứng trong họ Elateridae. Loài này được Schimmel miêu tả khoa học năm 2004.

Chú thích

Tham khảo

Abelater