Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 本地泡[编辑]

本地泡| 星云 |
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| 標示出一些星座的本地泡 |
| 觀測資料 |
| 距離 | 0 光年   (0 秒差距) |
| 物理性質 |
| 半径 | 150 ly |
|  |
| 名稱 | 本地熱泡（Local Hot Bubble，LHB）、本地泡、本星際泡（Local Interstellar Bubble） |
|

太陽附近空間的模型：本地泡（灰色），分子雲（洋紅色），環I氣泡（青色）。
**本地泡**或**本地腔**是銀河系獵戶臂中的星際物質（ISM）。它包含最近的恆星和棕矮星、本地星際雲（我們的太陽系也在其中）、鄰近的G雲、大熊座移動星群（距離地球最近的移動星群）、和畢宿星團（最近的疏散星團）。以中性氫原子密度約0.05/cm3定義的直徑至少橫跨300光年，這是銀河系中星際物質密度平均值（0.5原子/cm3）的十分之一，或本地星際雲（0.3原子/cm3）的六分之一。

本地泡異常稀薄的氣體是過去1,000萬年至2,000萬年內的超新星爆炸造成的結果。這些氣體仍保持在激發態，輻射的能量在X射線的波段。在雙子座的脈衝星傑敏卡，曾經被認為是形成本地泡的超新星殘骸，但現在認為昴宿星團移動星群的次級團B1中的多顆超新星才是要負責的天體，造成殘餘的超級外殼 。

## 描述

此圖顯示太陽位於本地星際雲的邊緣，距離約4光年的南門二（半人馬座α）在鄰近的G雲複合體中。
在過去的500萬至1,000萬年裡，太陽系一直在穿越目前被本地泡所在的地區。它目前的位置在氣泡內密度較大的次要區域，本地星際雲（LIC）。LIC在本地泡和環I氣泡相遇的地方形成。LIC中的氣體密度約為每立方釐米0.3個原子。

本地泡不是球形的，且在銀河平面中似乎更窄，變得有點蛋形或橢圓形，並且可能在銀河平面上方和下方變寬，形狀像沙漏一樣。它毗鄰其它密度較低的星際物質（ISM）氣泡，特別是環I氣泡。環I氣泡在天蠍-人馬星協中，由距離太陽約500光年的超新星和恆星風清出、加熱和維繫。環I氣泡包含恆星心宿二（天蠍座α），顯示在圖的右上角。幾個通道將本地泡的空腔與環I氣泡連接起來，被稱為"豺狼座通道"。與本地泡相鄰的其它氣泡是環II氣泡和環III氣泡。

在2019年，研究人員在南極洲發現了星際鐵，它們與本地星際雲有關，這可能與本地泡的形成有關。

## 觀測

在獵戶臂上的特寫，在本地泡周圍有主要的星協（黃色），星雲（紅色）和暗星雲（灰色）。
2003年2月發射，一直活躍到2008年4月，一顆名為宇宙熱星際電漿光譜儀小型太空天文臺，檢查了本地泡內的熱氣體。本地泡也是極紫外探測器任務（1992-2001）感興趣的區域，該任務檢查了氣泡內的熱極紫外線（EUV）來源。氣泡邊緣以外的來源被識別出來，但被更密集的星際介質衰減。在2019年，使用對瀰漫星際帶的觀測，報告了本地泡的第一個立體星圖。

## 對恆星形成的影響

2022年1月，在《自然》雜誌上的一篇論文發現，觀測和建模已經確定氣泡膨脹的表面作用，已經收集了氣體和碎片，並負責所有年輕恆星的形成。

## 圖集

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| 藝術家對本地泡（包含太陽和軍市一（大犬座β））和環I氣泡（包含心宿二）的概念。 | 表面有7個恆星形成區分子雲的本地泡，其平均半徑約為500光年。 | 隨著氣泡的膨脹，它會掃除星際氣體和塵埃。這些氣體和塵埃在其表面，而不是內部，坍縮形成新的恆星。我們的太陽大約在500萬年前進入了本地泡。 | 銀河平面中的本地恆星（點擊旋轉） |

## 相關條目

* 古爾德帶
* 鄰近恆星列表
* 鄰近的星協和移動星群表
* 星流
* 獵戶-波江超級氣泡
* 獵戶臂
* 超級氣泡

## 參考資料

## 進階讀物

* Anderson, Mark. Don't stop till you get to the Fluff. New Scientist. 2007-01, **193** (2585): 26–30  [2022-04-08]. doi:10.1016/S0262-4079(07)60043-8. （原始内容存档于2018-06-15） （英语）.
* Lallement, R.; Welsh, B. Y.; Vergely, J. L.; Crifo, F.; Sfeir, D. 3D mapping of the dense interstellar gas around the Local Bubble. Astronomy & Astrophysics. 2003-12, **411** (3): 447–464. Bibcode:2003A&A...411..447L. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20031214.
* Near-Earth supernovas. Science@NASA Headline News. NASA. 2003-01-06  [2022-04-01]. （原始内容存档于2022-04-08）.
* A breeze from the stars. Science@NASA Headline News. NASA. 2004-12-17  [2022-04-01]. （原始内容存档于2022-04-01）.

* 维基共享资源上的相關多媒體資源：本地泡
* A 3D map of the Milky Way galaxy and the Orion Arm. 3dgalaxymap.com.  [2022-04-01]. （原始内容存档于2017-07-29）.
# 超級氣泡

甚大望遠鏡拍攝在大麥哲倫星系內的超級氣泡LHA 120-N44的影像。創建者：ESO/ Manu Mejias。
**超級氣泡**是天文學的術語，用來描述橫越數百光年，被數顆超新星和恆星風充滿了106 K氣體的空洞。太陽系就位在一個古老的，被稱為本地泡的超級氣泡的中心，它的邊界在數百光年的距離之外，可以追蹤使恆星消光的塵埃突然增加的區域來界定。

## 形成

質量最大的恆星，質量的範圍從8倍太陽質量至大約100倍太陽質量，和經常聚集成OB星協，在光譜類型為O和早期的B型恆星。巨型的O型恆星有強大的恆星風，並且這些恆星會以超新星的爆炸結束它們的生命。

最強烈的恆星風釋放的動能高達1051 爾格（1044 J），相當於一顆超新星的爆炸。這些恆星風可以吹出直徑數十光年的恆星風泡 。
同樣的，超新星的爆炸驅動的爆炸波可以達到更大的空間，並以每秒钟數百公里的速度向外擴張。.

OB星協中的恆星不會受到重力的束縛，但是會以大約20 km s-1的速度在最強大的恆星風泡內相互漂離。結果是，大多數的超新星爆炸都發生在這些恆星風泡雕琢出來的空洞之內。它們從未形成可以看見的超新星殘骸，反而以高效率將它們的能量以聲波的型式置入高熱的內部。足夠大的超級氣泡可以穿越整個星系盤吹送過來，釋放它們的能量進入周圍的星系暈，甚至是星系團內介質中。

被超級氣泡清除的星際氣體冷卻後，會形成密度較高的殼包圍在空洞的周圍。這些殼最初是在21公分波長的氫譜線觀測中被發現的，導致超級氣泡形成的理論的公式化。它們也觀察到了來自內部高溫氣體的X射線，來自離子殼層的可見光和從殼層上清掃出塵埃的連續性的紅外線輻射。X射線和人類可以看見的可見光輻射是較年輕的超級氣泡典型的輻射，而21公分波長的輻射則來自更大、更老的對象，甚至是多個超級氣泡的結合，並且有時為了區別它們而稱之為**超級殼層**。

## 超級氣泡的例子

* 反銀心殼層：一個曾被稱為**竊笑者**的超級殼層。
* Henize 70
* 本地泡：包含太陽系的超級氣泡
* 麒麟熱斑 (Monogem Ring) ：倫琴X射線天文台 (ROSAT)在軟X射線能量待發現的超級氣泡，位於麒麟座和雙子座之間，距離大約1,000光年。他被認為是高度發展的86,000年前超新星殘骸。如果它在可見光也有一樣的亮度，將會照亮夜空中25°直徑的範圍。
* 在大麥哲倫星系的LHA 120-N 44 (N44) 。
* 蛇夫座超級氣泡
* 盾牌座超級殼層 。
* 獵戶-波江超級氣泡

## 圖片庫

甚大望遠鏡大麥哲倫星雲中的超級氣泡LHA 120-N 44圖像。 圖片來源：ESO/Manu Mejias。Per-Tau 殼，一個巨大的恆星形成球殼，其邊緣有英仙座和金牛座分子云。本地泡，一个约 1,000 光年宽、约 14 Myr 年龄的古老超级气泡，正在驱动附近几乎所有近期的太阳附近的恆星形成。超級氣泡 Henize N70 的業餘圖像。 圖片來源：Dylan O'Donnell，根據 知識共享公共領域許可 分發。
## 相關條目

* 獵戶-波江超級氣泡
* 古爾德帶
* 獵戶臂
* 英仙臂

## 參考資料

* Tenorio-Tagle, G., & Bodenheimer, P. "Large-scale expanding superstructures in galaxies （页面存档备份，存于互联网档案馆）". 1988, *Annual Review of Astronomy and Astrophysics* **26**, 145-197. General overview.
# 拉德克利夫波[编辑]

地球夜空中拉德克利夫波的大致輪廓。
**拉德克利夫波**是銀河系中最近的相干氣態結構，點綴著相關的高濃度相互連接的恆星苗圃。它綿延約8,800光年。這個結構沿著銀河臂的軌跡運行，其最近之處（金牛座分子雲）距離太陽約400光年，最遠處（天鵝座X的恆星複合體）距離太陽約5,000光年，總是在獵戶臂（本地臂）內，跨越其長度的約40%，平均寬度的20%。它的發現於2020年1月宣佈，其接近程度令天文學家感到驚訝。

## 形成

附近大約六分之一的銀河系外層的互動地圖，從而清楚地顯示了本地臂（獵戶臂）和鄰近的臂 - 以及獵戶座大星雲（作為不太明亮的獵戶座分子雲複合體的非常明亮的特徵）和寬雲北美洲星雲（和鵜鶘星雲），這是拉德克利夫波的固有的部分。
科學家不知道塵埃和氣體的起伏是如何形成的；有人認為，這可能是一個小得多的星系與銀河系碰撞的結果：留下了「漣漪」，或者可能與暗物質有關。在濃密的雲層中，氣體可以被壓縮，以至於新的恆星誕生；有人認為這可能是太陽的起源。

在拉德克利夫波中發現的許多恆星形成區域被認為是一個類似尺度，包含太陽系的「古爾德帶」，以太陽為中心暈環的一部分。現在人們瞭解到，稀疏的離散相對濃度星際物質反而形成了一個巨大的波。

## 發現

拉德克利夫波是由包括凱薩琳·紮克（Catherine Zucker）和若昂·阿爾維斯（João Alves）在內的國際天文學家團隊發現的。 這是由共同作者艾麗莎·古德曼在檀香山舉行的美國天文學會第235次會議上宣佈的，並發表在2020年1月7日的《自然》期刊上。這一發現是利用歐洲太空總署的蓋亞太空天文台的數據。這個波在2D中是不可見的，需要新的3D技術來繪製星際物質以揭示其模式。波的接近距離讓天文學家感到驚訝。它以發現團隊的研究地點，馬薩諸塞州劍橋的拉德克利夫高級研究所。

## 概述

拉德克利夫波包含五個古爾德帶雲中的四個：

* 獵戶座分子雲團
* 英仙座分子雲
* 金牛座分子雲
* 仙王座OB2星協

不在其範圍內的雲是蛇夫座ρ星雲複合體，平行於拉德克利夫波的線性結構的一部分。

波中的其他結構，遠離本地恆星系統，是大犬座OB1、北美洲星雲和天鵝座X。

這個結構的質量尺度在 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 *M*☉。 它的長度有8,800 光年（2,700 秒差距），振幅為520光年（160秒差距）。拉德克利夫波佔據了本地臂寬度的20%和長度的40%。後者的星際物質比波更分散，並且具有更大的恆星形成區域，例如麒麟座OB1星協，加州星雲，仙王座FAR和蛇夫座ρ。

## 相關條目

* 唧筒座2：在蓋亞任務的數據中發現的另一個橫跨銀河系圓盤的巨大漣漪。
* 附近星協和移動星群清單
* 大裂縫

## 參考資料

* Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A.; Speagle, Joshua S.; Meingast, Stefan; Robitaille, Thomas; Finkbeiner, Douglas P.; Schlafly, Edward F.; Green, Gregory M. A Galactic-scale gas wave in the solar neighborhood. Nature. 2020, **578** (7794): 237–239. Bibcode:2020Natur.578..237A. PMID 31910431. arXiv:2001.08748 . doi:10.1038/s41586-019-1874-z.
* Interactive map of the Radcliffe wave on the sky （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* The Radcliffe Wave （页面存档备份，存于互联网档案馆） informational site created by Harvard University
# 古爾德帶[编辑]

在天鹰座1,000光年远的乌云图像，它是古尔德带的一部分。
**古爾德帶**是橫跨3,000光年直徑，由恆星組成的星環的一部份，包含许多O型和B型的OB星恆星，從銀河盤面翹起16至20°。古爾德帶被懷疑是包含太陽在內的螺旋臂，太陽距離旋臂中心約325光年。估計存在的時間約3,000至5,000萬年，但來源還未知，名稱則得自1879年發現它的美国天文学家本杰明·阿普索普·古尔德。

**古尔德带**包含了许多星系中的亮星包括仙王座，蝎虎座，英仙座，猎户座，大犬座，船尾座，船帆座，船底座，南十字座，半人马座，豺狼座，天蝎座。在天空中可见的银河系也经过这些星座中的大部分，但在豺狼座的东南部。
。

## 相關條目

* 古爾德帶探測
* 本星系泡
* 本地星際雲
* 獵戶臂
* 英仙臂

## 參考資料

* The Spitzer Gould Belt Survey（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Map of the Gould Belt（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# G雲[编辑]

G雲| 星云 |
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| G雲和鄰近的本地星際雲複合體。 |
| 觀測資料 |
|  |
| 名稱 | G雲 |
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**G雲** （或**G雲複合體**）是座落在本地泡的一個星際雲，太陽目前正在向著它移動。目前並不確定太陽是在本地星際雲中，還是在這兩個星際雲交互作用的地區。G雲包括南門二（又称半人馬座α，一个三合星系统，其中包括比鄰星）和牛郎星（可能還有其它的）。

## 參考資料
# 魯坦726-8

**魯坦726-8 A/B**
| 觀測資料 曆元 J2000 |
| --- |
| **星座** | 鯨魚座
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| **星官** |  |
| **赤經** | 01h 39m 01.3s
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| **赤緯** | -17° 57' 01"
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| **視星等（V）** | 12.54/12.99
 |
| 特性 |
| **光谱分类** | M5.5 V/M6 V |
| **U−B 色指数** | 1.10/? |
| **B−V 色指数** | 1.87/? |
| **变星类型** | 閃光星 |
| 天体测定 |
|  |
| **徑向速度 (Rv)** | +29.0 km/s |
| **自行 (μ)** |  赤经：3321 mas/yr 赤纬：562 mas/yr  |
| **视差 (π)** | 373.70 ± 2.70 mas |
| **距离** | 8.73 ± 0.06 ly (2.68 ± 0.02 pc) |
| **绝对星等 (MV)** | 14.92/15.37 |
|  |
| **軌道** |
| **伴星** | 魯坦726-8 B |
| **繞行週期 (P)** | 26.5 yr |
| **半長軸 (a)** | 1.95" |
| **偏心率 (e)** | 0.62 |
| **倾斜角 (i)** | 127.3° |
| **升交点黃經 (Ω)** | 150.5° |
| **近心点 曆元 (T)** | 1971.91 |
| 詳細資料  |
|  |
| **質量** | 0.10/0.10 *M*☉ |
| **半徑** | 0.14/0.14 *R*☉ |
| **亮度** | 0.00006/0.00004 *L*☉ |
| **溫度** | 2,670 K |
| **年齡** | *?*/*?* 年 |
|  |
| 其他命名
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|  BL Ceti/UV Ceti, GCTP 343.10 A/B, LHS 9/10, GJ 65 A/B
 |

**魯坦726-8**是最接近地球的聯星恆星系統，是鯨魚座最靠近的恆星，其中的一顆成員是著名的閃光星 **鯨魚座UV**（魯坦726-8 B）。.

雖然鯨魚座UV不是被發現的第一顆閃光星，它卻是這類恆星最著名的例子，甚至這類變星有時就稱為"鯨魚座UV變星"。它的光度變化極端劇烈：例如，在1952年，它的亮度僅僅在20秒內就增加了75倍。鯨魚座UV是一顆光譜分類為M6.0的紅矮星。

另一顆伴星是**鯨魚座BL**（魯坦726-8 A），是光譜分類為M5.5的紅矮星。它也是閃光星，但是它的行為和表現不如鯨魚座UV那樣的極端。

這兩顆恆星有著非常相似的亮度，由地球觀察的視星等分別為15.3和15.8等，互繞的軌道週期為26.5年。兩顆星的距離在2.1到8.8天文單位間變化著，魯坦726-8位於鯨魚座，與太陽系的地球距離大約是2.63秒差距或是8.57光年，是與地球第六接近的恆星系統。與他接近的恆星是天倉五（鯨魚座τ），距離0.88秒差距或是2.87光年。

鯨魚座BL（魯坦726-8 A）在目錄上還有另一個名稱為G 272-061.

## 發現

這個恆星系統是在1948年被威廉·雅各·魯坦在製作高自行恆星目錄時發現的；他注意到它的自行量高達每年3.3弧秒，並編目為魯坦726-8。在它被發現之後，很快就發現有一顆更暗淡的伴星是閃光星，並依據變星命名被賦予鯨魚座UV的名稱。

## 相關條目

* 恆星距離列表

* AJ **55** (1949) 15 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (Luyten discovers the high proper motion of Luyten 726-8)
* AJ **109** (1949) 532–537 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (in depth article)
*
*  （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 蛇夫座ρ星云复合体[编辑]

ρ Ophiuchi cloud complex| 星云 |
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| 蛇夫座ρ星云复合体 |
| 觀測資料: J2000.0 epoch |
| 赤经 | 16h 28m 06s |
| 赤纬 | –24° 32.5′ |
| 距離 | 460 ly (140 pc) 光年 |
| 視尺度(V) | 4.5° × 6.5° |
| 星座 | 蛇夫座 |
|  |
| 名稱 | Ophiuchus molecular cloud, Integral 691, XSS J16271-2423 |
|

**蛇夫座ρ星云复合体**（**Rho Ophiuchi cloud complex**）是一個位於蛇夫座恆星蛇夫座ρ南方1°的暗星雲。該星雲距離地球約131 ± 3 秒差距，是距離太陽系最近的恆星形成區域之一。

## 概要

蛇夫座ρ星云复合体在天球上覆蓋了4.5° × 6.5°的面積。該星雲實際上包含兩個主要的濃密氣體與塵埃聚集區。第一個包含一個恆星形成雲氣（L1688）和兩個絲狀結構體區域（L1709和L1755）；第二個區域則包含恆星形成區 L1689和絲狀結構體（L1712–L1729）。這些絲狀體的長度為10–17.5秒差距，但寬度只有0.24秒差距。部分絲狀體的複雜結構在外觀上可能是鄰近的天蠍OB2星協發出的震波波前通過雲氣所造成。

蛇夫座ρ星云复合体的雲氣溫度在13到22 K之間，並且總質量為太陽的3000倍。該複合體超過一半的質量聚集於 L1688 周圍，是複合體中恆星形成最活躍的區域。複合體中有多個紅外線源，在L1688周圍就找到了425個紅外線源。這些紅外線源被認為是初期恆星體（YSO），其中包含16個原恆星、123個帶有濃密星周盤的金牛T星、77個星周盤較稀薄的金牛T星。後兩類初期恆星體的年齡大約是10到100萬年。

在恆星形成區域發現的第一顆棕矮星 Rho Oph J162349.8-242601 就位於蛇夫座ρ星云复合体。在主要恆星形成區邊緣發現的其中一顆年齡較老天體帶有幾乎是側面面對地球的星周盤。該星周盤的直徑約300天文單位，並且質量至少是木星的兩倍。星周盤中間約100萬年的恆星表面溫度約 3,000 K，並且光度是太陽的0.4倍。

## 圖集

* 蛇夫座ρ星云复合体的假色影像。
* 複合體周圍的可見光廣視野雲氣影像。
* 複合體內的聯星影像。

## 參考資料

* 每日一天文圖：
	+ The Colorful Clouds of Rho Ophiuchi （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2007年9月3日
	+ Young Stars in the Rho Ophiuchi Cloud （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2009年11月13日
	+ Rho Ophiucus Wide Field （页面存档备份，存于互联网档案馆） 2010年5月24日
# 畢宿星團

| 畢宿星團 |
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| 觀測資料 (J2000.0 曆元) |
| 星座 | 金牛座 |
| 赤經 | 04h 27m |
| 赤緯 | +15° 52′ |
| 距離 | 151 光年 (46 Pc) |
| 視星等 (V) | 0.5 |
| 視大小 (V) | 330′ |
| 物理特徵 |
| 半徑 | 9 光年（星团核心） |
| 估計年齡 | 6億2500萬年 |
| 其他名称 | Mel 25, Col 50, Cal 41 |
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**畢宿星團**（Hyades，也稱為 Melotte 25、Collinder 50或Caldwell 41）是一個疏散星團，位於金牛座。星團中，明亮的恆星们與紅巨星畢宿五共同構成一個「V」字型。雖然從地球上看起來毕宿五似乎是畢宿星團的成員，但實際上並非如此。畢宿星團距離地球151光年，是距離最近的一個星團（雖然大熊座移動星群（Ursa Major Moving Group）距離更近，不過它並非一個星團）。

## 特徵

畢宿星團的距離可以精確的測量出來是因為每顆恆星的視向速度與自行運動都是相同且充分的被測量出來，所以可以很容易去計算精確的距離。根據依巴谷衛星的觀測，畢宿星團距離地球151光年。

畢星團的星數在300個以上，總質量約300太陽質量，為球形，視直徑約15°，線直徑約10秒差距。其中心離太陽約44秒差距。以43千米／秒的速度漸漸遠離地球。

毕星團的潮汐半径（洛希极限）約为10秒差距（～直径65光年），而顯著的星團核心直徑則為18光年。根據赫羅圖顯示，它的年齡介於5億7500萬－6億7500萬年之間，比昴星團年老些。

畢宿星團很可能與鬼星團的來源相同。

## 歷史

在畢宿星團核心中的亮星
在希臘神話中，畢宿星團被認為是泰坦神阿特拉斯的五個女兒許阿得斯（Hyades）所化。在她們的兄弟許阿斯（Hyas）過世之後，這些姊妹傷心自殺，其真情感動天神，於是被宙斯變成天上的畢宿星團。在希臘看到畢宿星團的時候正是雨季之初，所以古人認為雨水就是許阿得斯姐妹們痛哭時落下的淚水。

作為裸眼就可以看見的天體，畢宿星團在有歷史記載之前就已經被發現了。它也在無數作者，包括荷馬、奧維德的經典著作中被提及。 在伊利亞德第十八卷，畢宿星團的眾星與昴宿星團、大熊座、和獵戶座一起出現在赫淮斯托斯為阿喀琉斯製作的盾牌上。

在英格蘭，這個星團被稱為"April Rainers"，形成與四月的驟雨的關聯，並被收錄在民歌Green Grow the Rushes, O內。

這個星團可能在1654年被義大利天文學家喬瓦尼·巴蒂斯塔·奧迪耶納（Giovanni Battista Hodierna）首次紀錄在星表中，隨後出現在17、18世紀的許多星圖集中。但是，夏爾·梅西耶沒有將畢宿星團加入他在1781年編輯的梅西耶星表中，因此它不像蜂巢星團、昴宿星團和M67，它缺少梅西爾的編號。

在1869年，天文學家R.A. Proctor觀察到有許多散佈在天空中很大距離的恆星以與畢宿星團相似的速度通過空間。在1908年，刘易斯·博斯（Lewis Boss）累積了25年的觀測支持這個說法，將這些有著爭議但存在著共同運動集團的恆星稱為金牛座星流 (現在一般稱為畢宿星流或畢宿超星團)。博斯發表了一個圖表，追溯出這些散射運動的恆星會收斂於一個共同的點。

上個世紀的20年代，普遍的認為畢宿星團和昴宿星團有個共同的起源，在1927年，魯道夫 克萊因注意到這兩個星團之間可能有大規模的關聯性"。20世紀的大部分時間，科學家研究的重點在確定它的距離；构建演变的模型；確認或排除成員；以及各成员星的特性等。

## 參考資料

* Simbad （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 星空天文網 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* Information on the Hyades from SEDS
* Astronomy Picture of the Day （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* WEBDA open cluster database website for Hyades cluster （页面存档备份，存于互联网档案馆） - E. Paunzen (Univ. Vienna)
# 秒差距[编辑]

| 秒差距 |
| --- |
| 1秒差距指的是從太陽至某一天體間，具有1角秒視差的長度（非等比例繪製） |
| 单位信息 |
| 单位制 | 天文單位系統 |
| 物理量名称 | 長度/距離 |
| 符号 | pc  |
| 單位換算
  |
| **1 pc** | **相当于** |
|  |
|    米制（SI）單位 |    7016308570000000000♠3.0857×1016 米    ~31拍米 |
|    英制與美制单位 |    7016308575618560000♠1.9174×1013 mi |
|    天文單位系統 |    7005206260000000000♠2.0626×105 au    7016308567400801506♠3.26156 ly |

**秒差距**（英語：parsec，符號為pc）是一個宇宙距离尺度，用以測量太陽系以外天體距離的單位。1秒差距約為3.26光年、206,000天文單位或 3.085677585519×1016公尺（约31万亿公里）。秒差距的原理使用了視差與三角學，其定義為「1天文單位（AU）的對角為1角秒時的距離」，但於2015年時被重新定義為一個精確值：7005648000000000000♠648000/ WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 天文單位。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為1.3秒差距（4.2光年）。絕大多數位於距太陽500秒差距(1630光年)內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。

秒差距最早於1913年，由英國天文學家赫伯特·霍爾·特納提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常使用上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。

2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與熱星等進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即7005648000000000000♠648000/ WIKINIUM\_MATH\_PH\_1 天文單位，或大約7016308567758149137♠3.08567758149137×1016公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。

## 基礎定義

秒差距是一种最古老的，同时也是最标准的测量恒星距离的方法。它是建立在恆星视差的基础上。

想象待测的恒星与一条地球公转轨道的半径线段（即一个天文单位长度）所成的三角形，分别度量待测恒星到太阳及到地球的边长、与这两条边的夹角。当这个夹角为一角秒时，这个三角形是如此的狭长、以至于这两条边长可视为相等，那么这个边长即称为一秒差距。此时这个三角形既可视为等腰三角形、又可视为直角三角形（因剩余的两个角极其接近直角）。

更详细地说，周年视差 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 的恒星与地球的距离 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ，这个距离定义为一秒差距（ WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 ）。

### 計算秒差距的值

在上圖中（非等比例繪製），**S**代表太陽，**E**代表地球在軌道上的一個點。因此**ES**的距離就是1天文單位（au）。假設角**SDE**為1角秒（1度的1/3600），**D**為太空當中的某一點，因此依據上述定義，該點與太陽間的距離就稱為1秒差距。根據三角學，**SD**的距離可由下列方式計算出來：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8
使用小角度近似，也就是極端小角度的正切值近乎等同於該角度本身（以弧度表示）：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
由於1天文單位被定義為7011149597870700000♠149597870700 米=，因此可以計算出下列值：

|  |  |
| --- | --- |
| 1秒差距
 | ≈ 7005206264806247096♠206264.806247096天文單位
 |
| ≈ 7016308567758100000♠3.085677581×1016公尺
 |
| ≈ 7001191735115770000♠19.173511577兆英里
 |
| ≈ 7000326156377700000♠3.261563777光年
 |

## 長度單位

**使用秒差距的長度單位**
| 長度單位
 | 縮寫
 | 表示
 | 備註
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 秒差距
 | pc
 | 3.261光年（近似值）
 | 可用於測量鄰近恆星之間的距離。
 |
| 千秒差距
 | kpc
 | 1000秒差距
 | 可用於測量星系或星系團內部天體之間的距離。
 |
| 百萬秒差距
 | Mpc
 | 1,000,000秒差距
 | 用於測量鄰近星系或星系團之間的距離。
 |
| 十億秒差距（吉秒差距）
 | Gpc
 | 1,000,000,000秒差距
 | 可用於測量大尺度纖維狀結構（比如CfA2長城）的距離和長度或類星體的距離。
 |
| 兆秒差距（太秒差距）
 | Tpc
 | 1,000,000,000,000秒差距
 |  |

## 天體視差

天体的视差越大，则其距离就越近。反之，则视差越小，离我们越远。离我们最近的恒星（太阳除外）比邻星的距离约为1.29pc（4.22光年）。

## 註腳

## 參考文獻
# 本地靜止標準[编辑]

**本地靜止標準**（**LSR**）是天文學以銀河系在太陽附近物質的平均運動設置的參考座標。但這些物質的路徑不是正圓形的。太陽遵循的路徑稱為**太陽圓** (離心率 *e* < 0.1 )，當從銀河北極的方向鳥瞰時是順時針方向，速率大約是220km/s，相對於接近銀河中心人馬座A\*的軌道半徑大約是8,000秒差距，相對於本地靜止標準只有微量朝向太陽向點的運動。本地靜止標準的速度在各處是從202–241km/s。

## 參考資料與註解

* Ken Croswell: *Milky Way keeps tight grip on its neighbour* August 2008 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 长蛇座

长蛇座
Hydra| 星座 |
| 长蛇座恆星列表 |
| 縮寫 | Hya |
| 所有格 | Hydrae |
| 赤經 | 10 |
| 赤緯 | −20 |
| 面積 | 1303平方度 (第1位) |
| 流星雨 | Alpha Hydrids Sigma Hydrids |
| 鄰接星座 | * 唧筒座
* 巨蟹座
* 小犬座
* 半人马座
* 乌鸦座
* 巨爵座
* 狮子座
* 天秤座
* 豺狼座
* 麒麟座
* 船尾座
* 罗盘座
* 六分仪座
* 室女座
 |
| **可以看見的緯度範圍： +54°至−83°之間最適合觀賞的月份：4月** |

**长蛇座**是现代88星座中最大的一个，也是托勒密所列48星座之一。包含中国古代星官：柳宿，外厨，星宿，张宿，平，翼宿，青邱，陣車。

## 神话传说

形状像一条弯曲的长蛇。在希腊神話中为太阳神阿波罗取水的乌鸦（乌鸦座）路上怠慢，而且取回了一条水蛇。阿波罗看穿了这个骗局，把乌鸦、水杯（巨爵座）和水蛇（**长蛇座**）扔到了天上。这些天区地带在古代又被称为“海”。

又一说这是神话英雄赫拉克勒斯杀死的九头蛇（海德拉），为前者的十二项英雄伟绩之一。

## 著名的星

* 长蛇座虽然面积很大（1303平方度），却只包括一颗很亮的星星宿一，视星等1.98。
* 长蛇座R是一颗紅巨星的米拉變星，亮度在3等至11等間變化，週期約13個月。
* 包含好几个双星系统：长蛇座ε （3.3-6.8等，半周期2.7 角秒），长蛇座N（5.8-5.9等），Struve 1270 (Σ1270，6.4-7.4等 )。
* 包含的长蛇座A是一个无线电波源。
* 長蛇座U是一顆紅巨星變星。

## 重要主星

有独立名字的星:
* **星宿一** [*Alphard，Alfard, Kalbelaphard*] 或者 Cor Hydrae (长蛇座α/30)，1.99
< قلب الفرد *qalb al-fard* 孤獨者之心

* 长蛇座σ/5， 柳宿二，4.45 **Minhar al Shija** [*Al Minliar al Shuja, Minchir*]
< منخر الشجاع minxar aš-šugac: 蛇的鼻孔

* 长蛇座τ 星宿二、星宿三，Ukdah (长蛇座τ1/31) 4.59 或者 (长蛇座τ2/32) 4.54
< عقدة *cuqdah* 绳结

拜耳命名法中的星:
* 长蛇座β 4.29; 长蛇座γ/46 2.99; 长蛇座δ/4（柳宿一） 4.14; 长蛇座ε/11（柳宿五） 3.38; 长蛇座ζ/16（柳宿六） 3.11; 长蛇座θ/22（柳宿八） 3.89; 长蛇座η/7（柳宿三） 4.30; 长蛇座ι/35（星宿四） 3.90; 长蛇座κ/38 （张宿五）5.07; 长蛇座λ/41（张宿二） 3.61; 长蛇座μ/42 （张宿三）3.83; 长蛇座ν 3.11; 长蛇座ξ 3.54; 长蛇座ο 4.70; 长蛇座π/49 3.25; 长蛇座ρ/13（柳宿四） 4.35; 长蛇座υ1/39 （张宿一）4.11; 长蛇座υ2/40 4.60; 长蛇座χ1 （翼宿二十）4.92; 长蛇座χ2 5.69; 长蛇座φ 4.91; 长蛇座φ1 7.81; 长蛇座φ2 6.01; 长蛇座ψ/45 4.94; 长蛇座ω/18（柳宿七） 4.99; 长蛇座a/6 4.98; 长蛇座b1 5.44; 长蛇座b3 5.23; 长蛇座k/51 4.78; 长蛇座l/52 4.97; 长蛇座m/54 5.15; 长蛇座A/33 5.56; 长蛇座C 3.91; 长蛇座D/12 4.32; 长蛇座E/58 4.42; 长蛇座F 4.63; 长蛇座G 4.72; 长蛇座I 4.76; 长蛇座P/27（星宿五） 4.80

弗兰斯蒂德恒星命名法 中的星:
* 长蛇座1 5.61; 长蛇座2 5.60; 长蛇座3 5.72; 长蛇座9 4.87; 长蛇座10 6.13; 长蛇座14 5.30; 长蛇座15 5.55; 长蛇座17 6.07; 长蛇座17 6.67; 长蛇座19 5.60; 长蛇座20 5.47; 长蛇座21 6.10; 长蛇座23 5.24; 长蛇座24 5.49; 长蛇座25 7.35; 长蛇座26（星宿六） 4.77; 长蛇座28 5.60; 长蛇座29 6.53; 长蛇座34 6.40; 长蛇座37 6.31; 长蛇座44 5.08; 长蛇座47 5.20; 长蛇座48 5.77; 长蛇座50 5.07; 长蛇座55 5.61; 长蛇座56 5.23; 长蛇座57 5.76; 长蛇座59 5.65; 长蛇座60 5.83

其他值得注意的星:
* HD 74156 7.62 – 有两个行星
* HD 82943 6.54 – 有两个行星

## 外在链接

* The Deep Photographic Guide to the Constellations: Hydra （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 杰敏卡γ射线源[编辑]

**杰敏卡γ射线源**
| 觀測資料 曆元 J2000.0 |
| --- |
| **星座** | 雙子座
 |
| **星官** | {{{星官}}}
 |
| **赤經** | 06h 33m 54.15s |
| **赤緯** | +17° 46′ 12.9″
 |
| **視星等（V）** | ?
 |
| **距離** | 815 光年 (250 pc)
 |
| **光譜分類** | 脈衝星
 |
| 其他命名
 |
|  SN 437, PSR B0633+17, PSR J0633+1746
 |

**杰敏卡γ射线源(Geminga)**是位於雙子座，距離太陽大約250秒差距(约800光年)的一顆中子星 。

它的名稱是由發現者乔瓦尼·比尼亚米根據雙子座γ射线源（Gemini gamma-ray source）和倫巴底語中的米蘭方言「*gh'è minga*」（意思為不在這裡）所組成(pronounced [ɡɛˈmiŋɡa])。

## 脈衝星

在NASA的第二顆天文小衛星 (Second Small Astronomy Satellite，SAS-2)發現了杰敏卡γ射线源之後的20年對他的輻射性能依然所知有限。終於，在1991年3月，倫琴衛星偵測到在周期為0.237秒的軟X發射，因此，它應該是一種中子星的輻射：大概是30萬年前爆炸的一顆超新星衰減的核心。

這樣鄰近的爆炸可能也造成了太陽系鄰近地區星際介質的低密度，這個低密度區域稱為本地泡。可能的證據包括阿雷西博天文台觀察到本地微流星體大小的星際流星粒子來自此一方向的調查結果。

## 發現和確認

杰敏卡γ射线源在銀河中的位置。*創建者：NASA/DOE/International LAT Team.*
杰敏卡γ射线源是第一個身分不明的γ射線源，它不能與任何已知天體輻射的波長相符合。他第一次被檢測出是因為在SAS-2的星系背景輻射中超過預期的強度(Fictel *et al.* 1975)，隨後的Cos-B衛星也檢測到。SAS-2的研究小組報告它們發現一個周期大約59秒的γ-射線脈衝，儘管檢測到的γ射線源是有限的(在4個月內發現121個)，導致它們得出這樣的結論：在統計上，脈動尚不足以令人信服。受到角解析力(在100MeV大約是2.5°)的限制，和少數的γ射線源的確切位置是不確定的，使它們陷入錯誤較大的區域內。在檢測的時間內，有4個微弱的訊號也在這個區域內，兩個是超新星殘骸，一個已知是在銀河系附近的衛星星系。沒有任何已知可以使人信服的來源可以和γ射線源結合，因此SAS-2的小組建議一個尚未被發現的電波-脈衝星是最有可能的來源。

儘管投入了大量的時間觀測，在經歷了Cos-B的時代，對它的來源依然不能確定，他的訊號仍在，不過排除了稱為59秒的周其脈動。在這段期間，有許多關於來源的聲明，但是它的本質依然是神祕的，直到愛因斯坦X射線衛星確定它是1E 0630+178的候選者這個X射線源的特徵是獨一的：
強大的X射線至光學的亮度，靈敏的VLT測不出電波的輻射，在愛因斯坦的成像器中呈現一個像光點的輻射，估計距離在100秒差距之內，位於銀河系之內。直到倫琴衛星的X-射線影像偵測到237微秒的脈衝之前，γ-射線和X-射線源的關聯性都未能確定，在EGRET 的儀器也偵測到γ-射線，並且追溯了Cos-B和SAS-2的資料。

杰敏卡γ射线源是第一顆電波寧靜脈衝星的例子，並且是說明將γ-射線源和輻射其他波長的天體聯結在一起是如何困難的例子：即使在允許錯誤的區域內沒有偵測到可信的天體做為γ-射線源；或是有一些天體存在，並且有些γ-射線源的特徵，例如周期性或變化，必須確定準候選人是其中之一 (或許在杰敏卡γ射线源的事件中反之亦然)。

## 自行

杰敏卡γ射线源以每秒120公里的速度在太空中運行 (引用鏈結下面的"Hipparcos pinpoints an amazing gamma-ray clock")，相較於巴納德星，這是運行得很快的恆星。

## 可能的行星系

在1997年，John Mattox *等人*宣稱經由γ射線測時發現一顆環繞著杰敏卡γ射线源的行星。這顆假想中的行星被稱為杰敏卡γ射线源b，以3.3天文單位的距離，5.1年的周期繞行著，質量是地球的1.7倍，是一顆類地行星。但是，這個發現現在受到懷疑，因為最進的資料分析顯示檢測到的時間變化可能是信號雜訊，而不是一顆行星。

杰敏卡γ射线源的行星系
| 成員 (依恆星距離) | 质量
 | 半長軸 (AU) | 轨道周期 (天) | 離心率
 | 傾角
 | 半径
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| **b** (未确认) | 1.7 *M*⊕ | 3.3
 | 5.1 年
 | 0.00
 |

## 參考資料

* C. E. Fichtel *et al.* High-energy gamma-ray results from the second small astronomy satellite. ApJ, 198:163–182, May 1975.

* **Spaceflight Now**: 'Cannonball pulsar' seen flying across space （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* **ESA**: Hipparcos pinpoints an amazing gamma-ray clock （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* **Extrasolar Visions**: Geminga + Geminga b
# 英仙臂[编辑]

觀測到的銀河系螺旋臂結構。
**英仙臂**是銀河系的主要螺旋臂之一。

銀河系是一個巨大的棒旋星系，擁有4條主要的螺旋臂和至少2條較小的螺旋臂。英仙臂的半徑大約有10,700秒差距，位於天鵝臂和人馬臂之間，由於從地球上看的位置在英仙座而被稱為英仙臂。

有人認為太陽系和地球所在的獵戶臂是英仙臂的分支，但這個觀點還未能確認。

英仙臂中的梅西爾天體如下：

* M 1，蟹狀星雲
* M 36，疏散星團
* M 37，疏散星團
* M 38，疏散星團
* M 52，疏散星團
* M 103，疏散星團.

## 其他資料來源

### 相關條目

* 梅西爾天體列表
* 超級氣泡
* 獵戶-波江超級氣泡
* 古爾德帶
* 獵戶臂

* Perseus Arm closer than previously thought （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Messier Objects in the Milky Way Galaxy (SEDS)
# 亚恒星

VVV BD001是一顆棕矮星，距離地球55光年遠。
**亚恒星天体**，也被称为**亚恒星**，是一类质量小于恒星的质量下限的天体。恆星質量下限約0.08*M*☉（約80倍木星質量），天体的质量只有达到该质量下限，才能够维持天体内的氢聚变。该类天体包括：棕矮星和行星質量體——尽管这两类天体的形成机制有所不同，其四周是否存在主星的情况也不同。

假设一颗亚恒星天体的物质构成类似于太阳，而其最小质量接近于木星质量（约为太阳质量的千分之一），则其半径则也将接近于木星半径（约为太阳半径的十分之一）。当一个亚恒星天体恰好处于触发氢聚变的临界条件下时，其内核的简并压缩将十分剧烈，密度将达到约1千克/立方厘米；但是随着亚恒星天体质量的减小，其内核密度也将随之减小，当质量仅相当于木星质量时，其内核密度将小于10克/立方厘米。由于天体密度的减小抵消了天体质量的减小，所以亚恒星天体的半径能够大致保持恒定。

一个质量恰好处于触发氢聚变的临界条件下的亚恒星天体的内核也可能能够短暂的发生氢聚变反应——这一反应将会为天体提供少量的能量——但是却不足以克服天体中持续进行的引力坍缩；同样的，虽然一个质量略大于0.013*M*☉的天体能够短暂的触发氘聚变，但是燃料也将在大约100万年至1亿年间耗尽。这些燃料耗尽之后，亚恒星天体所能使用的能量将仅仅来自于引力势能，这将导致天体逐渐冷却和收缩。环绕恒星运行的亚恒星天体由于能够接收到恒星的热量，其冷却收缩的过程可能较为缓慢，并将逐渐达到一种辐射出的能量相当于从恒星处接收的能量的平衡状态。

## 相關條目

* 紅矮星
* 棕矮星
* 行星質量體
* 次棕矮星
* 恆行星
# 热传导[编辑]

**热传导**，是指在物体内部或相互接触的物体表面之间，由于分子、原子及自由电子等微观粒子的热运动，而产生的热量传递现象，是热能从高温向低温部分转移的过程，是一个分子向另一个分子传递振动能的结果。各种材料的热传导性能不同，传导性能好的，如金属，还包括了自由电子的移动，所以传热速度快，可以做热交换器材料，而金屬傳導能力依次爲銀＞銅＞金＞鋁；传导性能不好的，如石棉，可以做热绝缘材料。

## 一维稳态导热

在工业和日常生活中，大平壁的导热是最简单、最常见的导热问题，例如通过炉墙以及房屋墙壁的导热等。当平壁两表面分别维持均匀恒定的温度时，可以近似地认为平壁内的温度只沿着垂直于壁面的方向发生变化，并且不随时间而变，热量也只沿着垂直于壁面的方向传递，如图1所示，这样的导热称为一维稳态导热。

 三层平壁的稳态导热
## 傅立叶定律

热传导定律，也称为傅立叶定律，描述了热量在介质中的传导规律。其形式与电传导欧姆定律相似。
傅立叶定律可以以两种形式表述：微分形式关注于局部的能量传导率，而积分形式则关注于流入和流出整体一部分介质的能量。

### 微分形式

傅立叶定律的微分形式表明了热通量密度正比于热导率乘以负的温度梯度。热通量密度是单位时间内流过单位面积的热量。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
这里（使用国际单位制）：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 是热通量密度，单位W·m−2，
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 是这种材料的热导率，单位W·m−1·K−1，
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 是温度梯度，单位K·m−1。
热导*k*通常情况下都被当作是常数，但是实际情况是，*k*的值会随温度而变化。然而在很大的温度范围内，*k*的变化都可忽略不计。在各向异性介质中，热导率显著地随方向而变化，这时*k*是一个二阶张量。在非均匀介质中，*k*与空间位置有关。

在许多情况下，当我们只需考虑一个方向上的热传递（比如x方向）时，可用一维傅立叶定律：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8
### 积分形式

通过在部分介质表面*S*上对微分式进行积分，我们得到了傅立叶定律的积分形式：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10
这里（使用国际单位制）：

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 是热传导功率，即单位时间通过面积*S*的热量，单位W，而
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 是面元矢量，单位m2。

当我们所研究的介质是一段两端温度恒定、均匀的一维介质时，积分得到的热传导功率为：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16
这里

*A* 是介质的截面积，
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_18 是两端温差，
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_20 是两端距离。
这一定律是热传导方程式的基础。

## 热导

类比于电导，我们可以定义热导*U*（单位W/K）：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_22
这样傅立叶定律可以写为

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_24
热导的倒数是热阻：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_26
对于由多层不同热阻组成的介质，其总热阻为各层热阻之和，因为通过每层的热传递功率都是相同的。因而总热导与各层热导满足：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_28
所以对于多层介质：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_30
对于隔着夹层的两种流体之间的热传递，有时必须要考虑到附着与夹层上的流体薄膜的热阻，由于其性质与湍流和粘滞等复杂情况有关，这一流体薄膜非常难于界定。但是当我们考虑薄高热导夹层时，这一影响因素还是很重要的。

## 化工方面的應用

几乎各种化学工业都有热交换过程，需要热交换器，而根据热传导的方式和工艺要求，设计各种热交换器。

## 相關條目

* 熱導率
* 传热
	+ 对流传热
	+ 熱輻射
# 毫微閃焰[编辑]

"這是靠近太陽盤面中心時的太陽活動區AR10923的假色圖，顯示出溫度的變化。藍色區域表示接近1000萬K的電漿"。圖片製作： Credit: Reale, et al. (2009), NASA.
**毫微閃焰**是出現在日冕，太陽外層的大氣層，的非常小的閃焰。

古德 (Gold) 是最早提出的**微閃焰**的假說，嘗試用來解釋日冕的加熱，然後經尤金·帕克繼續發展。

依據帕克的說法，在磁重聯的事件中產生毫微閃焰，將儲存在太陽磁場中的能量轉換至電漿的運動。電漿運動 (如同流體運動) 發生的尺度非常的小，很快就會被湍流清除，然後產生黏度。在這樣的方式下，能量很快地轉化成熱，並且經由自由電子沿著毫微閃焰發生地點鄰近磁力線傳導。
為了在1"x 1"的區域內產生非常高熱的X射線輻射，每20秒鐘必須產生1017焦耳的能量，並且在105 x 105公里2的活躍區域內，每秒要發生1000個毫微閃焰。

這一理論的基礎來自大的閃焰排放和一系列許多微小的毫微閃焰並沒有明顯的區別。

## 毫微閃焰和日冕活動

TRACE在遠紫外線觀測到典型閃焰的冕圈。
觀測顯示太陽磁場在光球被凍結在運動的電漿內，進入日冕成為開放的半圓形結構。這些冕圈可以在EUV和X射線的影像中觀察到 (看左邊的圖)，是很高溫的電漿，輻射出像是數百萬度的高溫。

在X射線的影像中，在日冕有許多穩定存在著好幾天的流量管，以穩定的速率輻射能量。但是，特別是在活動區，能觀察到非常頻繁的閃爍、發光、小爆炸、亮點、閃焰和質量拋射。這些宏觀的太陽活動跡象被天文物理學家敘述為被緊壓的磁場舒張的現象，同時這一部份的日冕被當前的消散或是焦耳效應釋放而加熱。

然而，首先，天文學家相信單一的磁重聯事件是非常重要的動態過程，像閃焰和其它的現象，與日冕的活動相連結。換言之，毫微閃焰的理論支持磁重聯事件，無論在日冕的何處，在小尺度上同時產生許多並且給予一小部分的能量。這些毫微閃焰可能是很小的閃焰，在很接近的時間和空間，加熱了日冕並且導致了太陽活動的現象。

在活動區間歇的觀測到突然明亮的爆發，像是閃焰和日冕物質拋射可以引起級聯效應，類似於上述數學理論的災難。在這樣的假說中，日冕是處在自組臨界性的狀態，磁長的壓力將會倍增強，直到小小的攝動觸發許多微小的不穩定，像雪崩一樣的一起發生。

支持此一理論的實驗結果是在硬X射線中觀察到的閃焰數量是能量分布函數，跟隨著的幕律負光譜指數是1.8

。
如果這種分布在能量較低處也有同的光譜指數，閃焰、微閃焰和毫微閃焰可能提供日冕加熱相當大部分的能量。要維持太陽日冕實際上需要的負光譜指數是2。

## 毫微閃焰和日冕加熱

太陽磁力線。
雖然之前在這方面做了許多步驟，和在太陽日冕中發現毫微閃焰和其他的證據，但日冕加熱的問題仍未解決。儲存在太陽磁場的能量可以計算做為日冕加熱所必須用來維持電漿的溫度和平衡日冕輻射流失。

輻射不是日冕能量損失的唯一機制：因為電漿是高度電離的，而磁場是有條理的，熱傳導是一個競爭的程序。由熱傳導所損失的能量和輻射有著相同的數量級。在日冕釋放出的能量不是表面上的輻照，而是沿著弧線回到色球。在過渡區的溫度大約是104-105K，輻射損失的量非常高，不是任何形式的加熱機制可以平衡的。在此範圍內觀察到很高的溫度梯度是由增加的導電管供應輻照的能量。換言之，過渡區是太陡峭了 (在100公里的距離內，溫度從10,000K上升至1,000,000K)，因為來自上面高熱氣體的熱傳導必須平衡高輻射的損失，主要是來自為數眾多的電離原子 (氧、碳、鐵和其它等等) 形成的發射線。

太陽的對流可以提供所需要的加熱，但還不知道詳細的機制。其實，是還不清楚這種能量如何從色球傳輸 (它可以吸收或反射)，然後消散進入日冕，而不是消散進入太陽風。此外，它究竟發生在何處：在日冕底層，還是最高處，而在該處的磁力線是向太陽圈開放的，吹送著太陽風進入太陽系？

到目前為止，所有的科學家都認同磁場的重要性：在活動區和有著高輻射通量 (特別是在X射線) 的強磁場地區之間有著嚴格的對應關係。

無論如何，基於不同於其它的所有日冕特徵，都需要大量能量的事實，日冕加熱問題是複雜的。很難相信像是閃焰和日冕物質拋射這種充滿動力和高能量的現象，能夠在很大範疇的穩定結構上共用相同的能量來源：如果毫微閃焰能夠加熱整個日冕，它們應該分布在各處並且看起來是均勻與穩定加熱的樣子。另一方面，為了解釋像太陽閃焰這種非常快速和充滿活力的現象，磁場結構的尺度應該在公尺的數量級上。

阿耳芬波在光球的對流運動生成，能夠穿越色球和過渡區，攜帶的能量流相當於維持日冕所需要的。無論如何，觀測到波穿越高處色球和低處的過渡區只是3-5分鐘的時間。這些時間超過阿耳芬波穿過一個典型的冕圈所需要的時間，這意味著大多數的耗散機制都可以提供足夠的能量，差別只在日冕中所穿越的距離。更可能的是，阿耳芬波負責太陽風在冕洞中的加速度。

太陽日珥和日冕大量拋射 (日地關係天文台)
最初由帕克發展出來的毫微閃焰理論是用來解釋日冕加熱的一種機制，作為自發性產生電流耗能使磁場弛豫朝向低能量的結構。
磁場的能量轉換成電流，然後由焦耳效應成為熱。

## 相關條目

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| * 太陽
* 日冕
* 閃焰
* 日冕物質拋射
 | * 冕輻射流失
* 冕圈
* 太陽風
* 冕雲
 | * 光球
* 色球
* 過渡區
* 恆星活躍區
 | * 磁重聯
* 電流片
* 電漿物理學
* X射線天文學
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* Nasa news （页面存档备份，存于互联网档案馆） Tiny Flares Responsible for Outsized Heat of Sun's Atmosphere.

## 參考資料
# 天空[编辑]

日出
晴朗的午間
日落
**天空**是大氣層或太空可被天體表面的觀測者看到的部分。在地球，晴朗的日間，天空看起來是藍色的；在日出和日落時，天空會偏紅色，但其實天空是無色的。对晴朗天空的能见度一般用视觉深度这个术语来描述。

人可以在天空觀測氣象或天文現象，從而得知天氣變化、時間的流逝或自己的方位。日出日落可知一日中的時間，晚上月亮的盈虧可以知道大概一個月的時間。北斗星可以指示北方。雲的厚度和形狀可以知道會否下雨。

在天空可以欣賞到許多現象，如彩虹、極光和流星雨等。雀鳥會在天空飛翔。

由于石油等化石性燃料使用的增加而产生的悬浮质，特别是那些会在燃烧后释放二氧化硫的煤等燃料的影响，自1973年以来，除了欧洲，天空的能见度正在逐步降低。

地球夏季時，陽光直射北回歸線，北半球晝長夜短，北極出現永晝，南極出現永夜。地球冬季時陽光直射南回歸線，北半球晝短夜長，北極出現永夜，南極出現永晝。

## 參考文獻

* Day Sky Images
* Night Sky Images
* Sky Photo Gallery（页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 天空為什麼是藍色的，為何又是紅紅的夕陽（页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 巨石[编辑]

**巨石**（boulder，又見**巨礫**、**漂石**之稱）在地質學上，指石塊。部分巨石小至用手也可移動或滾動，其它則非常巨大。

在日常應用，巨石大得連人也推不動。較小的石塊，通常只稱為岩石（rock）或者叫做石頭（stone）。Boulder一字，源於中古英語bulder，bulder大機會源於斯堪的納維亞方言瑞典文bullersten。Bullersten，意即嘈雜的石頭（想像大石在河流，導致水在周圍咆哮）。Bullersten來自bullra（咆哮，參見荷蘭語bulderen，同義）sten（石頭）。

## 參考文獻