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# 箭[编辑]

上：現代箭
 下：仿中世紀箭
新石器时代的箭頭
**箭**，又稱**箭矢**，指的是由弓或是弩所射出的武器，外型通常是一根堅硬的長桿，後方帶有穩定裝置，前方帶有箭頭。是人类自远古时代便开始利用的武器。

除了作為武器用途外，另有一種「響箭」，箭鏃部份以空心管狀鐵器製作，發射時空氣急速注入，可以使鐵器發出高音頻的聲響，主要用作通訊或警示用途。《水滸傳》中梁山泊哨站客店要通知山寨發船的話，主要都靠發射響箭示意；中國稱為「響馬」的山賊也是因為常用響箭而得名。

## 歷史

新石器時代即有石、骨、角、蚌製成箭簇的箭矢。

商代已經出現銅簇。河南出土遺跡顯示箭長約87公分，直徑1公分，箭羽約占箭桿的五分之一。河北的遺跡的箭長85公分，箭羽長20公分。

西周與春秋時期，箭頭（簇）的外型仍是雙翼狀，由銅製成，即一般箭頭符號的樣子。戰國時期，三稜形銅簇變成了主流，有些箭莖長達30至40公分，箭桿以竹或木製，尾裝鳥羽。從出土實物來看，東周時期的弓箭一般長約70公分，弩箭則長約50公分。

秦朝亦流行戰國時期的三稜簇，箭頭製作精細，經過銼磨、拋光，長度誤差細微，箭頭的含鉛量大於其他銅製兵器，應是刻意增加毒性。除了銅簇以外，也開始使用鐵簇，開始向鐵製兵器過渡。西漢中期已經大量使用鐵簇，使用鑄鐵脫碳成鋼法。東漢時銅簇已少見。

* 射箭

## 研究書目

* Joseph Needham（李約瑟）& Robin D.S. Yates（葉山）著，鍾少異等譯：《中國科學技術史》，第5卷第6分冊，《軍事技術：拋射武器及攻守城技術》（上海：上海古籍出版社，2004）。

## 延伸阅读

 《欽定古今圖書集成·經濟彙編·戎政典·弓矢部》，出自陈梦雷《古今圖書集成》
# 乌贾因[编辑]

| 乌贾因 Ujjain |
| --- |
| 城镇 |
| 乌贾因在印度的位置 |
| 坐标：﻿ / ﻿ |
| 國家 |  印度 |
| 邦 | 中央邦 |
| 縣 | 烏賈因縣 |
| 政府 |
| 人口（2001） |
| • 總計 | 429,933人 |

**乌贾因**（印地語：उज्जैन，羅馬化：Ujjain）是印度中央邦烏賈因縣的一个城镇。总人口429933（2001年）。

## 历史

史称**鄔闍衍那**城（梵語：Ujjayani，巴利文：Ujjeni），又譯作**優禪耶尼**、**烏惹儞**、**鬱禪尼**、**鬱闍尼**、**嗢逝尼**、**謳祇尼**、**烏舍尼**、**鬱支**。在釋迦牟尼時代，它是阿槃提國在西北方的首都。在玄奘時代，它是一個獨立小國。鄔闍衍那是印度教的七个圣城萨帕塔普里之一。

## 人口

该地2001年总人口429933人，其中男性223745人，女性206188人；0—6岁人口54262人，其中男28488人，女25774人；识字率72.42%，其中男性为78.53%，女性为65.78%。

* 中央邦城镇列表

## 参考

## 延伸阅读

 《欽定古今圖書集成·方輿彙編·邊裔典·鄔闍衍那部》，出自陈梦雷《古今圖書集成》
# 贝尔赫尔

| 贝尔赫尔 El Verger（巴倫西亞語） Vergel（西班牙語） |
| --- |
| 市镇 |
|  |
|  徽章 |
| 贝尔赫尔在西班牙的位置 |
| 坐标：﻿ / ﻿ |
| 国家 | 西班牙 |
| 自治区 | 巴伦西亚自治区 |
| 省 | 阿利坎特省 |
| 面积 |
| • 总计 | 8平方公里（3平方英里） |
| 人口（2001） |
| • 總計 | 3,744人 |
| • 密度 | 468人/平方公里（1,212人/平方英里） |
| 时区 | CET（UTC+1） |
| • 夏时制 | CEST（UTC+2） |

**贝尔赫尔**（巴倫西亞語：El Verger，發音：[el veɾˈdʒeɾ]；西班牙語：Vergel，發音：[beɾˈxel]），是西班牙巴伦西亚自治区阿利坎特省的一个市镇。总面积8km2，总人口3744人（2001年），人口密度468人/km2。
# 特马[编辑]

| 特马 Tema |
| --- |
| 城镇 |
| 一艘船正在特马港卸货（2007年） |
|  Tema Metropolitan logo |
| 特马 Tema特马在南加纳大阿克拉地區的位置 |
| 坐标：﻿ / ﻿ |
| 国家 | 加纳 |
| 行政区 | 大阿克拉地區 |
| 区 | Tema Metropolitan District |
| • 市长 | Robert Kempes Ofosu-Ware |
| 海拔 | 1公尺（3英尺） |
| 人口（2013） |
| • 總計 | 161,612人 |
| 时区 | GMT（UTC0） |
| • 夏时制 | GMT（UTC） |
| 電話區號 | +233 (0) 30 3 plus 6 digit number |

**特马**（英语：Tema）位于加纳南部大西洋海岸，在首都阿克拉以东，有加纳第一大海港，是加纳第二大城市。特马也有炼油厂，还有铁路和公路通往首都。

皇家盐湖城足球俱乐部队员弗雷迪·阿杜出生于特马。

## 友好城市

* 英国 格林尼治
* 美国 圣地牙哥
# 南极领地[编辑]

南极洲的领土主张地图，包括未被声称的部分玛丽·伯德地和埃尔斯沃斯地。   澳大利亚   阿根廷   智利   法国   新西兰   挪威   英国
**南极领地**是指各国宣布在南极洲拥有主权的领土。这些国家通常将在南极大陆的领土与南纬40度以南的岛屿并称为南极领地或南方领地。1961年《南極條約》冻结了各国对南纬60度以南的南极洲大陆及属岛的领土要求。但对南纬40度至60度之间的高纬度岛屿未作裁决，主张国对这些岛屿的主权得到大多数国家的承认。

南极洲的领土主张地图。

## 对南极大陆的领土要求

### 官方宣稱位於南緯 60° 以南

| 领土名称
 | 领土声索国
 | 声索时间
 | 领土区域
 | 领土面积（km2）
 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
|  | 阿根廷南極屬地（西班牙語：Antártida Argentina） （火地省的一部分） |  阿根廷
 | 1904年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 1,461,597
 |
|  | 澳大利亞南極領地（英語：Australian Antarctic Territory） （澳大利亚的海外领土） |  澳大利亞
 | 1933年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 5,896,500
 |
|  | 智利南极领地（西班牙語：Territorio Antártico Chileno） （智利南极省的市镇，划归麦哲伦-智利南极大区管辖） |  智利
 | 1940年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 450,000
 |
|  | 阿黛利地（法語：Terre Adélie） （法属南部和南极领地的一部分） |  法国
 | 1924年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 432,000
 |
|  | 罗斯属地（英語：Ross Dependency） （新西兰的直辖领地） |  新西兰
 | 1923年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 453,998
 |
|  | 彼得一世岛（挪威語：Peter I Øy） （挪威直属领地） |  挪威
 | 1929年
 |  | ﻿ / ﻿ | 154
 |
| 毛德皇后地（挪威語：Dronning Maud Land） （挪威直属领地） | 1939年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 2,700,000
 |
|  | 英属南极领地（英語：British Antarctic Territory） （英國海外領土） |  英国
 | 1908年
 |  | ﻿ / ﻿ 至 ﻿ / ﻿ | 3,098,839
 |
| **面积总和** | **13,905,998** |

### 領土主張重疊

| 領土聲索國
 | 重疊領土區域
 |
| --- | --- |
|  阿根廷,  英国
 | 25°W–53°W |
|  阿根廷,  智利,  英国
 | 53°W–74°W |
|  智利,  英国
 | 74°W–80°W |

### 其他主张

此外，以下国家曾经对南极进行过主权要求：

* 納粹德國：东经20°至西经10°的南极地域，1939—1945宣称拥有主权，称为“新士瓦本地”（Neuschwabenland）。
* 日本：南緯80°05′西經156°37′的南極地域，1912—1952宣稱擁有主權，稱為“大和雪原”（大和雪原／やまとゆきはら，Yamato Yukihara）。
* 巴西：1986年提出在南極指定「有興趣的區域」位於南纬60°, 西经28°至53°與此前英國和阿根廷主張區域有重合，但這不是正式領地聲請。
* 南非：曾在1963年提出非正式未经承认的主权要求南非南极领地，后于1994年撤消主權要求。
* 厄瓜多尔：1967年，厄瓜多尔宣布对以西经84°30'和西经95°30'为界的区域拥有权利，从而与智利和挪威对彼得一世岛的主张重叠。對南極洲部分地區的主權主張被寫入 2008 年厄瓜多爾憲法（第 4 條）。
* 乌拉圭：自1973年以來，烏拉圭非正式地對格林威治子午線和西經25°之間的區域提出了主權要求，並自1977年起提議將該區域擴大到東經20°。
* 秘魯：1976 年，利馬地理學會因為南極對抗理論曾提出西經75°40′至西經81°21′的區域的主權要求。
* 伊朗：2013年3月，伊朗伊斯兰共和国武装部队总参谋长穆罕默德·巴蓋里表示，伊朗可以根據國際法根據緯度對南極部分地區主張主權伊朗南极领地。其主張將與澳大利亞的主張發生衝突。

除了上述國家外另有 美国、 俄羅斯保留提出領土聲請的權利。

## 南冰洋岛屿

* 不包括南纬60度以南的岛屿。

### 澳大利亚

* 麦夸里岛（南太平洋）
* 赫德岛（南印度洋）

### 法国

* 凯尔盖朗群岛（南印度洋）
* 克罗泽群岛（Crozet Islands，南印度洋）

### 英国

* 福克兰群岛
* 南乔治亚岛（南大西洋）
* 南桑威奇群岛（South Sandwich Islands，南大西洋）

### 新西兰

* 坎贝尔岛（南太平洋）

### 挪威

* 布韦岛（南大西洋）

### 南非

* 爱德华王子群岛（南印度洋）

* 南極
* 南极洲
* 南冰洋
* 南极历史
* 西南极大公国
* 南极条约体系
# 東經1度線[编辑]

1°class=notpageimage| **东经1度线東經1度線**是本初子午線向東1度的經線，是為東經1°。此經線由北極點起穿過北冰洋、大西洋、歐洲、非洲、南冰洋以及南極洲直到南極點。此段半圓路徑長20,003.932公里（12,429.867英里），於赤道與本初子午線距111.319公里（69.170英里）遠。

東經1度線與西經179度線形成一個大圓。

## 界線所經

從北極點至南極點，東經1度線依次穿過：

| 坐標
 | 國家、領土或海洋
 | 注腳
 |
| --- | --- | --- |
| ﻿ / ﻿ | 北冰洋
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 大西洋
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 北海
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  英国
 | 從英格蘭薩福克郡斯托馬基特穿越。（﻿ / ﻿）
 |
| ﻿ / ﻿ | 北海
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  英国
 | 從英格蘭肯特郡惠斯塔布西方掠過。（﻿ / ﻿）
 |
| ﻿ / ﻿ | 英吉利海峽
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  法国
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  西班牙
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 地中海
 |  西班牙：從伊維薩島西方掠過。（﻿ / ﻿）
 |
| ﻿ / ﻿ |  阿尔及利亚
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  马里
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  尼日尔
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  布吉納法索
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  尼日尔
 | 與 布吉納法索部分邊界距西方1公里，並與其平行。
 |
| ﻿ / ﻿ |  布吉納法索
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  贝宁
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  多哥
 |  |
| ﻿ / ﻿ |  加纳
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 大西洋
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 南冰洋
 |  |
| ﻿ / ﻿ | 南極洲
 |  挪威聲稱擁有的毛德皇后地
 |

* 東經2度線
* 本初子午線

## 參考來源
# 地球 (消歧義)

**地球**，是太阳系從內到外的第三顆行星。

**地球**还可以指：

* 地球 (藝人)，台灣男藝人，本名「李嘉文」
* 地球 (2007年電影)，2007年迪士尼首部自然紀錄片電影
* Google地球，一款Google公司開發的虛擬地球儀軟件
* 皮拉帕·瓦塔納汕西瑞，別名Earth，泰國男藝人
* 土，earth的另一含義

## 相關條目

* 标题以「地球」開頭的所有条目
# 軌道離心率[编辑]

各種不同離心率的軌道範例，中间黑点为焦点（之一），为中心天体所在的位置
在天文動力學，架構在標準假說下的任何軌道都必須是圓錐曲線的形狀。圓錐曲線的離心率，**軌道離心率**是定義軌道形狀的重要參數，而且定義了絕對的形狀。離心率可以解釋為形狀從圓形偏離了多少的程度。

架構在標準假說下，**離心率**（偏心率， WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ）是嚴格的定義了圆、椭圆、抛物线和双曲线，並且有如下的數值：

* 圓軌道： WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ,
* 橢圓軌道： WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ,
* 拋物線軌道： WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 ,
* 雙曲線軌道： WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 ,

橢圓的離心率 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 是圓的角度投映。例如說，水星的離心率是（0.2056），簡單的計算正弦的反函數可以得到投映的角度是11.86度，然後以那個數值的傾斜角度觀察任何的圓形物體（例如從上面觀看的咖啡杯），投射到你的眼中所看見的橢圓就會有相同的離心率。

## 計算

軌道離心率能夠從軌道狀態向量計算得知離心率向量的大小：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12
此處：

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 是離心率向量。

---

對橢圓軌道也能從距離的近拱點和遠拱點計算得知：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16
此處：

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_18 是近拱點的距離。
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_20 是遠拱點的距離。

## 舉例

例如，地球現在的軌道離心率是0.0167，而由於行星間的重力吸引，經過一段時間會慢慢變成接近0，而最大值約為0.05。（圖請參考[1] （页面存档备份，存于互联网档案馆））。

在其他的數值上，水星的離心率（0.2056）是在太陽系內行星中最大的。在2006年行星重定義，矮行星的冥王星有更大的離心率大約0.248，月球有值得注意的離心率0.0554。其他行星的離心率，可以參考*太陽系的行星表*。

## 對氣候的影響

季節的長度對應於地球在軌道上經過分點與至點間所掃掠過的面積。

軌道力學要求季節長度需要與對應季節的象限被掃掠過的面積成比率，所以在軌道離心率的極值，在遠心點上的時間（日期）會比在近心點上要長。今天，在北半球，在秋季與冬季位於近日點附近，地球以最快的速度運動著，因此冬季和秋季比春季和夏季為短。在2006年，北半球的夏天比冬天長4.66天，春天比秋天長2.9天。(source)軸向進動緩緩的改變地球的分點與至點在軌道上的位置，參考回歸年有更詳細的說明與數值。在未來的10,000年，北半球的冬季會逐漸變長，而夏季會變得短些，最後，創造出來的環境將順理成章的引發下一次的冰河期。

## 相關條目

* 離心率向量

* World of Physics: Eccentricity （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* The NOAA page on Climate Forcing Data （页面存档备份，存于互联网档案馆） includes (calculated) data from Berger (1978), Berger and Loutre (1991) and Laskar et al. (2004) on Earth orbital variations, including eccentricity, over the last 50 million years and for the coming 20 million years
* The orbital simulations by Varadi, Ghil and Runnegar (2003) provide another, slightly different series for Earth orbital eccentricity, and also a series for orbital inclination
# 平近點角

**平近點角**（Mean Anomaly）在軌道力學中是軌道上的物體在輔助圓上相對於中心點的運行角度，在測量上不同於其他的近點角，平近點角與時間的關係是線性的。因為與時間是線性的關係，因此要計算在軌道上兩點之間移動所需的時間是非常容易的。計算兩點之間的平近點角就能得知其間的不同，只要知道，兩點之間的移動時間相對於整個軌道 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 的週期是一個簡單的比例式（也就是 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ）。

此處平近點角的測量是以近拱點為0，以弳度量來測量的，而每經過近拱點一次度量的值就增加 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 。在下圖中，在環繞s的軌道上， WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 點的平近點角是 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 （角 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 ）。

點*y*被定義是在圓上的扇形區域*z-c-y*的面積與橢圓上的扇形區域*z-s-p*面積比，等同於橢圓半長軸與半短軸的比。或是，換言之，圓的扇形面積*z-c-y*與*x-s-z*的區域面積相等。

## 計算

在天文學，**平近點角** WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 可以由下面的計算導出：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_14
此處：

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_16 是在時間 WIKINIUM\_MATH\_PH\_18 時的平近點角，
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_20 是開始的時間，
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_22 是經過的時間，而
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_24 是平均運動。

另一種形式為：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_26
此處：

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_28 是軌道的偏近點角，
* WIKINIUM\_MATH\_PH\_30 是軌道的離心率。

## 相關條目

* 克卜勒行星運動定律
* 偏近點角
* 真近點角
# 球面反照率[编辑]

**球面反照率**（**Bond albedo**）是由美國天文學家乔治·邦德提出，並以他的姓氏命名。它的定義是天體反射入太空的所有電磁輻射和入射的電磁輻射功率比例。它考慮到了所有相位角上的所有波長電磁輻射。

## 應用

球面反照率在描述天體能量平衡上是相當重要的數值。

對於太陽系天體而言，每個波長的加權數是正比於太陽光譜。可見光是主要的部分，佔了超過40%的比例。

就像大多數種類的反照率，球面反照率的值在0和1之間。

因為外太陽系天體在地球上觀測的相位角總是相當低，唯一可靠的量測資料是來自於太空探測器。

球面反照率原本是用在球型天體，但也可用於不規則天體。

## 相位積分

球面反照率（*A*）和幾何反照率（*p*）有以下關係式：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
*q* 是相位積分，並可由定向散射通量 *I*(*α*) 和相位角 α（所有波長和方位角的平均值）積分求出：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
相位角 α 是輻射源（一般是太陽）和觀測者方位夾角，它的值在光線散射回光源的0°到趨向觀測者的180°之間。例如在衝或滿月時相位角的值極小，而背光天體或新月時相位角可達180°。

## 範例

球面反照率可能比幾何反照率大或小，這取決於天體表面和大氣層狀況而定。以下是一些範例：

| 天體名稱 | 球面反照率 | 幾何反照率
 |
| --- | --- | --- |
| 水星 | 0.119 | 0.138
 |
| 金星 | 0.75 | 0.84
 |
| 地球 | 0.29 | 0.367
 |
| 月球 | 0.123 | 0.113
 |
| 火星 | 0.16 | 0.15
 |
| 木星 | 0.343 | 0.52
 |
| 土星 | 0.342 | 0.47
 |
| 土衛二 | 0.99 | 1.4
 |
| 天王星 | 0.300 | 0.51
 |
| 海王星 | 0.290 | 0.41
 |
| 冥王星 | 0.4 | 0.44-0.61
 |

* 反照率

## 參考資料

* Williams, David R. Earth Fact Sheet. NASA. 2004-09-01  [2010-08-09]. （原始内容存档于2013-05-10）.

* discussion of Lunar albedo
# 氮氣[编辑]

| 氮氣
 |
| --- |
|  |
|  |
| 首选IUPAC名 Dinitrogen（二氮）
 |
| 别名
 | Diatomic nitrogen（二原子氮）
 |
| 识别
 |
| CAS号
 | 7727-37-9 Y |
| SMILES
 | 展开* N#N
 |
| 性质
 |
| 化学式
 | N2 |
| 摩尔质量
 | 28.01 g·mol−1 |
| 相关物质
 |
| 相关化学品
 | 三线态氧
 |
| 若非注明，所有数据均出自标准状态（25 ℃，100 kPa）下。
 |

**氮氣**（化學式：N2）是氮的双原子單質分子形态，是地球大氣中所佔比例最高的氣體，摩尔浓度佔78.3%（其次為氧氣的20.99%）。氮气在常温和标准大气压的条件下是气态，在低于−195.79 °C（−320.42 °F；77.36 K）的温度会凝结成液氮，在63.23 K（−209.92 °C；−345.86 °F）则会凝固成固态氮。

因为氮气有着三对共价键的分子结构，其阈能较高，化学键非常稳定，所以反应性很低。一般而言，氮氣在没有高压和催化剂（比如哈伯法使用的铁）的情况下可被视作是一种非活性气体，不可燃亦不可助燃。但对于镁来说，氮气是可以助燃的氧化剂：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0

## 制备

* 工業法：液態空氣分餾， WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 沸點低於 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 先汽化，但無法得純 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 。也可以通过机械方法（例如加压反渗透膜和变压吸附法）处理氣態空气得到氮气。商品化氮气常常是制作工业用氧气时的副产品。工业氮气被压缩后都用黑色钢瓶装，常被稱为OFN（oxygen-free nitrogen，无氧氮气）。

* 實驗法：

1.氯化銨混合亞硝酸鈉加熱：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 （純度高）
此反应也会产生少量 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 和 WIKINIUM\_MATH\_PH\_12 ，将气体產物通过混有二鉻酸鉀的液态硫酸可以去除。
2.純空氣通過灼熱銅粉或銅絲網去氧：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_14 （純度低）
3.氨氣通過灼熱氧化銅：

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_16
* 高纯度的氮气可以通过叠氮化钡或叠氮化钠的热分解反应得到： WIKINIUM\_MATH\_PH\_18

## 氮氣的用途

廉价又安定的保护气，用于金属炼制及高温合成时的简单保护性氛围（但其稳定性不及氦气及氩气）；高温下用于合成氮化物（如氮化硅陶瓷、氮化硼等）。其化合物亦有用於農業，如氮肥。液態氮有時用於冷卻。此外，氮氣是包装食品的填充氣體，用于保持包装外形避免挤压损坏，同时更重要的，隔绝氧气而使食物不變壞。

氮氣在生命形成的保護中起重要意義，氮氣化學性質穩定，不像其他氣體太活躍容易破壞生物結構，但又在大氣中起到阻擋太空粒子及隕石沖擊作用，而其分子重量，與氧氣相約且比氧氣輕，不會使氧氣被排到太高的空中或太過聚集於地球表面。而且其溫室效應不明顯，不會使地球表面溫度太高。因此給生物提供了一個適合生長和進化的穩定環境。

可以利用氮氣在鐵催化劑存在之下與氫氣反應，生成氨。這叫做哈柏法。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_20
氨可以用於肥料和其他化合物的合成。

## 参考资料
# 地球质量

**地球质量**(M🜨)是一个主要用于度量行星质量的单位，1地球质量等于一个地球的质量，即5.9722 × 1024千克。地球质量通常被用于计量类地行星的质量。

太阳系内的四颗类地行星水星、金星、地球和火星，以地球质量为单位，其质量值分别为0.055、0.815、1.000和0.107。

1地球质量相当于：

* 81.3倍月球质量 (ML)
* 0.00315倍木星质量 (MJ)
* 0.000003003倍太阳质量 (M⊙)

由於地球大氣層氣體（氫氣和氦氣）因受太陽光加熱而有機會達到逃逸速度而逃逸，使大氣層質量減少，而另一方面儘管地球會因隕石墜落物質（包括微隕石和宇宙塵埃）而增加質量，地球質量在整體上仍有淨損失。儘管地球持續地損失質量，這個變化是極微乎其微而可忽略的，對地球質量之估算值並不構成影響。

* 质量单位

## 參考文獻
# 黃道面

美国“克莱门汀号”飞船（Clementine）星敏感器照相机拍摄的图片中描绘的黄道面，从右到左分别展现了地照照亮的月球、从月球暗边缘升起的日冕、行星土星、火星和水星。
**黄道面**（英語：plane of the ecliptic）的定义中，是假想地球是不动的，而太陽绕地球旋转。**黄道面**即为地球绕太陽旋转的轨道平面，目前与地球赤道面交角为23°26'。由于月球和其它行星等天体的引力影响地球的公转运动，黄道面在空间的位置总是在不规则地连续变化。但在变动中，任一时间这个平面总是通过太阳中心。黄道面和天球相交的大圆称为黄道。

黃道面與赤道面的交集稱為**交點線**（英語：line of nodes）。春分點與秋分點都包含於交點線，是交點線與黃道的交集。

## 参看

* 地球公转
* 地球自转
# 2010 TK7

2010 TK7| WISE拍摄到的2010 TK7(图中绿色圈位置) |
| 发现 |
| 發現者 | WISE |
| 發現日期 | 2010年10月 |
| 編號 |
| 小行星分類 | 阿波罗型小行星 |
| 軌道參數 |
| 曆元 2011年8月27日(JD2455800.5) |
| 遠日點 | 1.19095AU |
| 近日點 | 0.80955AU |
| 半長軸 | 1.00025AU |
| 離心率 | 0.19066 |
| 軌道週期 | 365.394地球日 |
| 平近點角 | 217.348° |
| 軌道傾角 | 20.8656° |
| 升交點黃經 | 96.5426° |
| 近日點參數 | 45.7551° |
| 物理特徵 |
| 大小 | ~300米 |
| 絕對星等(H) | 20.586  |
|  |

**2010 TK7**是由NASA的红外线空间望远镜广域红外线巡天探测卫星（WISE）于2010年10月发现的小行星。2011年7月27日《自然》期刊发表的一篇论文证明2010 TK7是地球的特洛伊小行星，它也成为人类历史上发现的第一颗地球特洛伊小行星。

## 背景

特洛伊天体是指轨道与大型行星或卫星轨道交迭的小型行星或卫星，它们都位于相应行星或卫星的两个稳定拉格朗日点L4和L5——在大型行星或卫星轨道之前和之后成60°角处——附近。之前仅在火星、木星、海王星以及土星的卫星发现其拉格朗日点存在特洛伊小行星。潜在的地球特洛伊小行星，由于其与太阳角距太小，经常被日光所掩盖，在以前从未被观察到。

## 发现

2010 TK7于2010年10月由阿萨巴斯卡大学、UCLA和西安大略大学的天文学家利用NASA的红外线空间望远镜广域红外线巡天探测卫星（WISE）发现的，当时WISE正在执行一项从2010年1月至2011年2月的巡天计划。之后，天文学家利用WISE和位于夏威夷的地面大型光学望远镜加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）对2010 TK7进行深入研究，在2011年5月21日估算出它的轨道，并于2011年7月27日在《自然》期刊发表论文证实它是一颗地球特洛伊小行星。2010 TK7也因此成为人类历史上发现的第一颗地球特洛伊小行星。

## 特征

2010 TK7的直径约为300米。公转周期为365.394个地球日，和地球的公转周期（365.256地球日）相似。2010 TK7位于地球的一个拉格朗日点L4附近，它的近日点不小于0.8AU，而远日点不超过1.19AU。2010 TK7的绝对星等为20.586。2010 TK7离地球最近的距离不会小于12,400,000英里(20,000,000公里)，即它离地球最近是也在地月距离的50倍以上。

由于太阳系其他天体的引力作用，特洛伊天体一般并不会一直固定拉格朗日点上，而是在拉格朗日点附近呈蝌蚪状的环型轨道震荡。2010 TK7的轨道更不寻常，其环型轨道非常的大，有时候它可以到达地球相对太阳的背面，接近拉格朗日点L3，它在L4和L3来回移动的周期约为400年。而且有研究认为，在公元500年时，2010 TK7的位置可能在拉格朗日点L5（地球之后60°角处），然后才通过L3来到点L4附近。由于2010 TK7的混沌特征，对它未来轨道的预测将会十分困难。

目前還没有对2010 TK7进行光谱分析，所以它的组成成分仍不清楚。

## 探索可能性

由于2010 TK7围绕太阳公转的轨道和地球不在同一平面上，而且在未来一万年中，它和地球最近的距离达12,400,000英里(20,000,000公里)，这意味着前往2010 TK7需要大量的燃料，因此在近期的太空计划中不太可能將2010 TK7作为探索的目标。

从 1600 到 2500年 2010 TK7 的轨道动画相对于太阳和地球环绕地球环绕太阳   太阳 ·    地球 ·   2010 TK7
## 参考资料
# 行星質量天體

與水星、金星、地球、火星和冥王星（海王星以外的其他行星質量天體從未被近距離成像）相比，這些行星質量的衛星是按比例排列的。邊界線的普羅透斯（英語：Proteus）和內勒德（英語：Nereid），與圓形米瑪斯（英語：Mimas）大小大致相同，已包括在內。 未成像的迪絲諾美亞（英語：Dysnomia，大小介於特提斯和恩克拉多斯之間）未顯示；它在任何情况下都可能不是一個固體。
**行星質量體** （英語：**planetary-mass object**或**planemo**，**PMO**）或**行星體**（英語：**planetary body**），根據天體地球物理定義，是任何有足够質量可以实现流體靜力平衡并呈现球形/椭球形状的天体，但不足以像恆星一樣維持核心的核融合反應。

這個術語的目的是將比「行星」更廣泛的天體分類在一起，因為許多与地球在行星物理学和地质学指标上相似的天體并不符合對行星的傳統天体力学期望。行星質量的天體在起源和位置上可能非常多樣化，包括行星、矮行星、行星質量衛星和流浪行星。它們可能是從原行星盘中自然吸积形成的、从行星系统中逃逸出的（如流浪行星）、或是通過雲坍塌而不是吸積形成的（次棕矮星）。

## 天文學中的用法

雖然這個術語在科技上包括系外行星和其它物體，但它通常用於性質不確定的物體或不屬於某一特定類別的物體。該術語經常使用的情况：

* 孤立的行星質量體（iPMO；IPMO）是自由漂浮的天體，其質量低於氘融合，其性質是噴出的自由漂浮行星或次棕矮星，但尚未完全解决（例如2MASS J13243553+6358281、在NGC 1333的PSO J060.3200+25.9644。）
* 質量範圍在氘融合邊界的天體（VHS 1256-1257 b、BD+60 1417b。）
* 圍繞恆星或棕矮星運行的天體，但其作為系外行星的形成具有挑戰性或不可能（VHS 1256-1257 b、CFHTWIR-Oph 98B。）

## 類型

### 行星質量衛星

比最大的太陽矮行星冥王星還大的行星質量衛星。
三顆最大的衛星蓋尼米德、泰坦和卡利斯多的大小與水星相似或更大；這些和另外四顆：埃歐、月球、歐羅巴和特里頓，比體積最大、質量最高的矮行星鬩神星和冥王星更大、質量也更高。另外十幾顆較小的衛星也足够大，在它們歷史上的某個時刻，通過自身的引力、來自母行星的潮汐加熱，或者兩者兼而有之，已經變成了圓形。特別是，與地球一樣，泰坦表面有厚厚的大氣層和穩定的液體（儘管對泰坦來說，液體是甲烷而不是水）。行星地球物理定義的支持者認為，位置不重要，在行星的定義中只應考慮地球物理内容。「衛星行星」一詞有時用於行星大小的衛星。

### 矮行星

矮行星冥王星。矮行星是一種行星質量體，既不是真正的行星，也不是天然衛星；它的軌道直接繞行恆星，質量足以使其引力將其壓縮成流體靜力平衡的形狀（通常是球體），但尚未清除其軌道周圍的其它物質。行星科學家和「新視野號」首席研究員阿蘭·斯特恩（英語：Alan Stern）提出了「矮行星」一詞，他認為位置不重要，只應考慮地球物理内容，因此矮行星是行星的一種子型。國際天文學聯合會（IAU）接受了這個術語（而不是更中性的「小行星」），但决定將矮行星歸類為一項單獨的天體類別。

### 行星和系外行星

行星（英語：planet；拉丁語：planeta，源自古希臘語：πλανῆται，羅馬化：planētai）指環繞著恆星、恒星系统（如双星）或其它引力主星（如致密星或棕矮星）进行稳定圆周运动（公转）的球形天體，其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同。如果多颗行星都围绕着一颗主星公转，则形成了行星系统。

### 前恆星

在近距離的聯星系統中，其中一顆恆星可能會因較重的伴星而失去質量。吸積驅動的脈衝星可能會導致質量損失。收縮的恆星，然後可以變成一個行星質量體。一個例子是圍繞脈衝星PSR J1719−1438運行的木星質量物體。這些縮小的白矮星可能會成為氦行星或碳行星。

### 次棕矮星

藝術家對圍繞棕矮星2M1207的超級木之的印象。
恆星是通過氣體雲的引力坍縮形成的，但較小的物體也可以通過雲坍縮形成。以這種管道形成的行星質量體有時被稱為次棕矮星。次棕矮星可能是自由漂浮的，例如Cha 110913−773444和OTS 44，或繞較大物體運行，例如 2MASS J04414489+2301513。.

次棕矮星的聯星系統在理論上是可能的；Oph 162225-240515最初被認為是一顆14木星質量的棕矮星和7木星質量的次棕矮星的聯星系統，但進一步的觀測將後者的估計質量向上修正為大於13木星質量，根據IAU的工作定義，使其成為棕矮星。

### 捕獲的行星

星團中的星際行星與恆星的速度相似，因此可以重新捕獲。它們通常被捕獲到100到105 AU。捕獲效率隨著星團體積的增加而降低，和對於給定的星團大小，捕獲效率隨著主星/主質量的增加而增加。單顆和多顆行星可能被捕獲到任意的不對齊軌道上，彼此不共面，或與宿主恆星旋轉或預先存在的行星系統不共面。

### 星際行星

幾次恆星和行星系統形成的電腦模擬表明，一些行星質量的物體會被噴發到星際空間中。這種天體通常被稱為「星際行星」。

## 相關條目

* 行星質量
* 太陽系流體靜力平衡天體列表
* 太陽系天體大小列表

## 參考資料
# 熔化[编辑]

冰的融化
**熔化**（melting）又称**熔融**（fusion）、**熔解**，是物質由固態轉變為液態的過程；其中在常温下发生的自然熔化（比如冰转化为水）又作**融化**、**融解**。

任何固体化合物通过加热变为液态，其状态都称为**熔融态**（molten state，fused state），并不局限于盐类。盐类物质的熔融液体，称作熔盐。**熔体**（melt）或**熔融物**，是指熔融后的液体物质本身。

熔化产生的原因是物質中的內能增加（通常藉由加熱或加壓）至一特定的溫度（稱之為熔点），在該溫度下（或對於非純物質，在某溫度區段內），分子之间的部分化学键被打破，使其原本牢固的形态转变为可以流动的液態。

一般物質因溫度升高而熔化時，其黏度會下降，唯一的例外是元素硫，隨著溫度升高，因為聚合使其黏度會上昇到一定程度，溫度再上昇時其黏度又會下降。

有些有機物質熔化時會出現介晶相，是一種介於固態及液態之間的相。

## 熔化的熱力學

當純物質熔化，固態和液態平衡時，其溫度維持定值，即為熔點，再繼續加熱時，其溫度不會上昇，轉換為物質的潛熱，也就是熔化熱，因此這種熔化是屬於一階相變。

以熱力學的觀點，在熔點時，物質吉布斯能的變化*∆G*為零，但焓（*H*）和熵（*S*）在增加（*∆H, ∆S > 0*）。當液態的吉布斯能較固態時要低時，物質就會熔化。此溫度和壓力有關。

低溫的氦是已知唯一熔化時不會吸熱的物質。氦3在0.3K以下有負的熔化熱，氦4在0.8K以下有相當輕微的負熔化熱，這表示在特定的壓力下，需要移走熱量才能使氦熔化。

## 熔化準則

在有關熔化的準則中，最常使用的是林德曼（Lindemann）和波恩（Born）的準則。

林德曼準則認為熔化的原因是因為振動的不穩定性，當晶體中原子的熱振動振幅高於原子之間的距離時，晶體就會熔化，也就是<*δu2*>1/2 > *δLRs*，其中

*δu*是原子位移，
林德曼參數*δL* ≈ 0.20...0.25
*Rs*為原子間距離的一半。
林德曼熔化準則和晶體材料的實驗數據一致，也符合非晶質材料的玻璃转化數據。

波恩準則是以消失的彈性剪切模量對剛性的影響為基礎，也就以晶體在受力時沒有足夠剛性維持其外形時視為熔化。

## 過冷

一般條件下，一物質的熔點會等於凝固點。但在特定條件下，一物質可能會出現低於凝固點卻沒有凝固的過冷現象，或是高於熔點卻沒有熔化的過熱現象。水在非常乾淨的玻璃表面上，可以在溫度低於凝固點幾度而不會凝固。若沒有成核劑的條件下，一大氣壓時，細乳狀的純水可以在攝氏零下48度才變為固態。成核劑一般是因為材料的特性變化而產生。若一物質靜置，沒有雜質，也沒有外來振動來產生性質的變化，就有可能會出現過冷或過熱。以熱力學的觀點，過冷液體是對應晶體狀態相的介晶相，可能會突然的結晶。

## 無晶形固體的熔化

玻璃是一種無晶形固體，其形成方式一般是將熔化的材料快速的冷卻到低於玻璃化转变温度的程度，沒有足夠時間使晶粒生長。材料是液態或是固態是由基本建構單元之間的連接程度所決定，固體的建構單元之間有高度連接性，而液態的建構單元之間的連接性較弱。固體的熔化也可以視為是破壞粒子之間的連接性（例如鍵結）。以此觀點，無晶形固體的熔化是許多鍵結斷裂的渗透，其溫度*Tg*和準平衡的熱力學鍵結參數有關，例如系統在特定條件下形成鍵結的焓（*Hd*）和熵（*Sd*）

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
其中*fc*為渗透阈值，*R*為氣體常數。雖然*Hd*和*Sd*不是真正的平衡熱力學參數，會和冷卻的速度有關，不過可以找到無晶形固體相關的實驗資料。

## 預熔

預熔（premelting）也稱為表面熔化，是指在溫度低於熔點 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 時，在晶體表面上會有準液體的薄膜，其厚度和溫度有關。所有晶體材料都會有預熔的情形，預熔的現象可以解釋冰的凍脹，雪花的生長，晶界的移動，甚至是冰河的運動等。

## 相關概念

在超短光脈衝物理中，會出現所謂的非熱力學熔化。發生的原因不是因為原子動態的增加，而是因為因為電子激態產生原子間勢的變化。其中電子的作用類似將二個原子粘在一起的「膠水」，因此用飛秒雷射加熱電子以改變「膠水」的特性，會打破原子之間的鍵結，使原子溫度沒有明顯提高的情形下使材料融化。

在遗传学中，脱氧核糖核酸的「熔化」是指用加熱或是化學介質、聚合酶链式反应的方式，使雙股的DNA變成二個單股的DNA。

* 凝固
* 冷凝
* 升华
* 沸腾
* 蒸发
* 區熔

## 參考資料

## 延伸閱讀

* Hagen Kleinert. *Gauge Fields in Condensed Matter*, Vol. II, "STRESSES AND DEFECTS; Differential Geometry, Crystal Melting", pp. 743–1456, World Scientific (Singapore, 1989); Paperback ISBN 9971-5-0210-0  *(readable online here （页面存档备份，存于互联网档案馆）)*
* C.Michael Hogan. 2011. *sulfur*. Encyclopedia of Earth, eds. A.Jorgensen and C.J.Cleveland, National Council for Science and the environment, Washington DC （页面存档备份，存于互联网档案馆）

物質的相變（* 查
* 论
* 编
）
|  | 轉變為
 |
| 固態
 | 液態
 | 氣態
 | 電漿態
 |
| 從
 | 固態
 |  | 熔化
 | 昇華
 |  |
| 液態
 | 凝固
 |  | 汽化
 |  |
| 氣態
 | 凝華
 | 液化
 |  | 电离
 |
| 電漿態
 |  |  | 等离子体重组
 |  |
# 內地核

地球內部結構
地球的**內核**，是地球的最深層的部份，半徑1220公里。一般相信它以鐵-鎳之合金組成，以及大概與太陽表面溫度相同，約為5700開氏度。

## 温度与压力

内地核的温度与压力可以通过理论与试验方式估计出铁在内地核与外地核边界压力（约330 GPa）时的融化温度。温度估计为5,700 K（5,400 °C；9,800 °F）。 内地核的压强略高于内外地核边界：估计在330至360吉帕斯卡（3,300,000至3,600,000標準大氣壓）。铁在这么高的压力下是固体，因为其熔点随压力戏剧性增高（参见克劳修斯－克拉佩龙方程）。

*Science*杂志上的一篇论文 认为内地核边界铁的熔点是6230 ± 500 K。

* 地核
* 外核
# 冰帽[编辑]

瓦特纳冰原, 冰岛
**冰帽**（ice cap）是一块巨型的圆顶状冰，覆盖小于50,000平方公里（19,000平方英里）的陆地面积（一般常见于高原地区）。覆盖面积超过50,000平方公里（19,000平方英里）的叫做冰盖（ice sheet）。由於冰冠在英語中叫作Ice Cap，其中「Cap」可以解作帽，所以冰冠又名**冰帽**。

冰帽并不拘泥于地理特征，比如并不一定要在山峰的顶端，但是他们的圆顶一般以山丘的最高点为中心。冰会从最高点向边缘移动。这种现象被叫做ice divide。

如瓦特纳冰原是位在冰岛上的一个冰帽。

高山的冰帽对所覆盖的陆地地貌有巨大影响。冰退后往往暴露出大量冰蚀地形。

* 冰盖
* 冰架
* 冰川
* 冰原岛峰
* 冰原
# 海冰[编辑]

北冰洋的海冰范围从三月到九月的变化
**海冰**是所有出现在海上的冰的统称。除由海水直接冻结而成的冰外，海冰还包括来源于陆地的河冰、湖冰和冰川冰等。**浮冰**是指任何漂浮在海上，能够随风和流漂流的冰；**固定冰**则是沿着海岸形成，并与海岸或海底冻结在一起。

狭义上的海冰特指由海水结成的冰。海水结冰的温度是-1.8 °C（28.8 °F），在结冰过程中大部分盐分被排出，但也会以结晶等形式成为杂质留在冰中。

海冰对高纬度地区以至极地地区的水文、热力循环、洋流和生态系统都有重大影响。海冰过多时可能会导致海港封港，堵塞航道，挤压船舶等问题，因此也是高纬度地区海洋灾害的一种。

## 种类

一张1943年的关于洋流和海冰分布的地图。
斯堪的纳维亚半岛在冬季的卫星图像。波的尼亞灣和白海都被海冰覆盖。
海冰依形成的方式，可分为两种。一种是沿海岸凝结的海冰，另外是依附浅海大陆架上层的海床结成的海冰，称为固定冰。这样形成的海冰，由于贴靠陆地，不会随洋流和季风而漂流。

另一种海冰则是浮冰，或称流冰。顾名思义，浮冰是漂浮在海面上的冰。由于没有依附陆地，浮冰会随着海面上海水的运动或海风的吹动而运动。当大量浮冰堆积在一起时，会形成堆冰。堆冰可能会自由漂浮，也有可能在经过海岸附近时被沿岸的海冰阻截“俘获”而成为沿岸海冰的一部分。

海冰聚集得最多的地方是地球南北两极附近的极地。它们主要是在北极附近的北冰洋以及南极洲附近的南冰洋上。随着季节变化，海冰的数量和大小都会有显著变化。庞大的海冰在融解和形成时都会对影响地球的水循环，从而影响地球的气候。

## 形成

普通的纯净水的密度在4°C时达到最大，在0°C时结冰。而海水中由于含有盐分，所以密度最大时的温度 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 和结冰时的温度 WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 都与纯水不同，而取决于海水的盐度。当海水的盐度（按千分比计）不超过24.69时， WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 ，也就是说，海水表面的气温逐渐下降时，表层海水的温度首先达到密度最大温度 WIKINIUM\_MATH\_PH\_6 ，于是表面海水下沉，形成对流。当气温下降到 WIKINIUM\_MATH\_PH\_8 附近时，表面的海水已经不会往下沉了，因为下面的海水密度更大，于是表层海水直接结冰。而如果盐度（按千分比计）超过了24.69，那么 WIKINIUM\_MATH\_PH\_10 ，海面气温下降时首先接近结冰点，这时表层海水由于降温的时候密度变大，所以下沉，而较为温暖的海水上升，形成对流，一直到海水结冰为止。这样的海水结冰过程较为缓慢。

海冰可以在海水中的任一个深度开始形成。在海水表面以下生成的海冰称为水下冰或潜冰，而在海底生成的海冰则称为锚冰。海冰生成以后，由于密度比海水小，会逐渐上升，和海面生成的海冰结合，使海面的海冰逐渐变厚。海冰生成时会将饱和的盐分析出，但也有可能来不及析出而留在冰晶内部，形成所谓的“盐泡”。同时，海水中有不少小气泡，当结成海冰时，气泡也可能留在海冰的冰晶之间，形成“气泡”。因此海冰其实是冰晶、盐泡和气泡的混合体。

## 浮冰

北大西洋上的海冰
海面上的浮冰（流冰）并不是一时就能够形成的，它的形成过程可以分为几个阶段和形态。

* 初生冰

当海上气温下降到海水的冰点，或有雪降到低温的海面上时，海水会开始结冰。这时结成的海冰还不是大块形状，而是呈针状、薄片状、浆糊状或绵状。

* 冰皮

冰皮是由平静的海面直接冰冻结成或者是由初生冰继续冰冻而成的海面冰层。它的厚度大概是5厘米，比较脆，容易被海面的风或海面的水流弄碎，变成长方形的薄冰块。

* 尼罗冰

当初生冰成长到厚度约有10厘米时，开始变得比较有弹性，但依然容易断折。

* 莲叶冰

莲叶冰是直径在30厘米到3米之间，厚度10厘米左右的浮冰。在较为平静的海面上，初生冰可以直接冻结为莲叶冰。而大块的冰皮或尼罗冰破碎后也可以形成莲叶冰。莲叶冰的边缘由于与其它冰块碰撞，而形成一圈凸起，而且形状近似圆形，所以仿佛海面上的一朵朵莲叶，故称为莲叶冰。

* 灰冰和灰白冰和白冰

当寒冷持续时，初生冰、尼罗冰、冰皮和莲叶冰会混杂在一起，厚度继续增加。当厚度增加到10至15厘米时，冰面多呈灰色，称为灰冰。灰冰脆而易断，受挤压的时候会折断而重叠，增加厚度。厚度增加到15至30厘米时，冰块颜色从灰色过渡到灰白色，称为灰白冰。而当厚度增加到30厘米以上时，色泽变为白色，表面凹凸不平，形状也变得不规则了，这时的浮冰称为白冰。

* 一年冰

大块浮冰的厚度测量
一年冰是指成长期没有超过一个冬季的白冰，一般厚度在30厘米以上。

* 多年冰（老冰）

多年冰是指至少经过了一个夏季的海冰。由于经过夏天受热，表面融解再结冰，使得表面比较光滑。同时，由于夏季融解时冰晶中的盐泡会融合或析出，老冰的盐度会比一年冰低，而且随着年龄递减。老冰的颜色一般是青色或蓝绿色。

## 固定冰的形态

固定冰是依附于海岸或浅海大陆架生长的海冰，一般分为沿岸冰、搁浅冰和冰脚。沿岸冰是依附于海岸的海冰，从海岸向深海延伸。在潮汐作用下会有上下运动。搁浅冰是被沿岸冰拦截的浮冰，或者是退潮时留在岸边的浮冰。而冰脚则是沿岸冰和海岸之间的固定部分，不会随潮汐升降。

* （英文）NASA的海冰介绍 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* （英文）NSIDC（美国国家冰雪数据中心）的海冰图像 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 極度冰荒 - 北極探測之旅 | 綠色和平 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* 物态
* 冰川
* 海洋灾害
* 雪
* 不凍港
# 悬浮[编辑]

**悬浮**（英語：Levitation）是指一个物体不经由物理接触产生的机械支撑而在一定高度能够保持位置稳定的状态。

一个立方体磁铁悬浮在超导材料之上，即邁斯納效應
## 直升机

在航空领域，**悬停**（*hover*）是指航空器在一定高度上保持空间位置基本不变的飞行状态。在台湾，此术语也常称为“停悬”、「懸滯」，官方採「滯空」。具有这种飞行能力的航空器目前主要是直升机，这是它与固定翼航空器之间的一个重要差别。尽管有些固定翼航空器，如垂直/短距起降机虽然也能够实现短时间悬停，但是由于设计原理上的差异，此类航空器在相同飞行重量下的悬停需用功率比直升机要高很多，而且其下洗气流速度和温度过高，使得航空器下方的环境非常恶劣，很难进行对机身下方环境有要求的大量空中作业项目。直升机所具有的这种飞行能力使其应用范围变得十分广泛，不但可以适应各种复杂的起降环境，而且还可以从事各种各样的空中作业项目，甚至有些只能依靠直升机来完成。这种独特的飞行能力也是直升机虽然在速度和可靠性上远不如固定翼飞机，但却没有遭到淘汰的重要原因。

悬停是直昇機最主要的飛行特色，也是直昇機的最基本科目，因為不管是从事巡航飛行、搬運还是其他任務，绝大部分飞行都是「起於悬停、止於悬停」，所以這是每個直昇機駕駛員的基本練習科目。由于悬停时，直升机需要消耗比巡航飞行还要高的功率，发动机的负担比较重，所以起飞时的悬停阶段常被用来检查发动机工作情况，以确保飞行安全。

悬停可分为两类，一种为有地效悬停，另一种为无地效悬停。所谓地效是指地面效应，即当直升机距离地面比较近时，其旋翼下洗气流会受到地面的影响，地面阻碍造成的流场变化使旋翼消耗的诱导功率（用于加速流经旋翼的空气）减小，也就是说此时直升机保持悬停所需功率要小于没有地面效应的时候。所以在有地效时，直升机能在更高的高度上保持悬停，这也是具体直升机的有地效升限高于无地效升限的原因。一般情况下，直升机在起飞和着陆过程中的悬停均为有地效悬停。
# 原始大气

年轻恒星HD 100546周围的原行星盘中气态巨行星形成的（艺术家想象中）的景象
**原始大气**（英語：primordial atmosphere或proto-atmosphere）也称**初始大气**（primary atmosphere），是指行星形成过程中因吸积了原行星盘中的气体和挥发物质而形成的原行星大气层，其成分与太阳星云一致。气态巨行星（如太阳系中的木星和土星）的大气层基本上保持了原始大气状态；但类地行星的原始大气则会因为大气逃逸、撞击事件和火山释气等因素而从而转变成了大气成分不同的次生大气。地球大气层则在次生大气的基础上因为自中太古代以来自养生物不断的产氧光合作用而在元古宙初期变成了含有游离态氧气的“第三大气”，而之后经历了一系列的氧化事件变成了与现今全新世相似的大气层。

## 形成与成分

原行星通过吸积形成初始大气的过程
原始大气在太阳系的形成与演化的初期就开始成形。当分子云出现引力坍缩后，大部分物质塌陷至中央形成了原恒星，其余有足够动能而没有被坍缩的物质则均匀散开形成了一个围绕主星旋转（公转）的盘状星云（星周盘），称作原行星盘，其中富含宇宙中丰度最高的氢气和氦气以及相对少量的简单氢化物（如水、甲烷、氨气等）。

当原行星盘内的不同区域开始各自出现局部吸积后，固体/液体在引力的作用下聚集形成微行星，随后微行星进一步吸积碰撞形成原行星，并具有足够质量和引力开始吸积气体。随着这些原行星吸积的质量达到一定级别，其自身引力导致的流体静力平衡也会使其保持球形，成为真正的行星和矮行星。在行星系冻结线以内因为温度相对较高，挥发性较高的各种气体活性过高，只有较重的物质（如各种金属和硅化物）才能吸积成微行星，气体需要已经形成原行星且积累的质量够大后才会参与吸积过程，因此通常形成的是大气层较薄的岩石行星（类地行星），且极易通过大气逃逸丧失之前吸积的气体；但在冻结线以外因为温度普遍较低，许多气态的挥发物质要么凝结或凝华变成了可以轻易吸积的液体或固体，要么因为分子动能较低极易被行星引力束缚，所以时常形成质量庞大且拥有极厚大气层的巨行星（气体巨行星和冰巨行星）。

原行星对气体的吸积过程除了取决于原行星盘内的星云化学成分之外，还受其自身的质量和温度的影响、以及恒星的电磁辐射（特别是X射线和紫外线）强度和星风的干扰。当气体获取额外的能量使其分子运动超过行星当时的逃逸速度后就会发生大气逃逸，源自原行星盘星云的原始大气就会因此丧失气体成分。一般来说，类地行星因为距离恒星较近，通常都会逐渐失去其原始大气，之后通过释气和撞击事件注入外来气体后形成一个大气成分与之前很不相同的次生大气。一些轨道距离母星较近的气体巨行星（“热木星”）虽然自身引力较强，也会因此丧失其束缚的气体而变成形似但质量远大于类地行星的冥府行星。

## 吸积特征

原始大气的成分主要是氢气和氦气，此外根据在原行星盘中的位置和温度还有少数挥发成份如水蒸气、甲烷和氨气。其形态通常稠密，使得整个行星笼罩在厚重不透光的大气之中。

一个原行星能够保留这种氢/氦原始大气的能力取决于其质量、吸积率、温度和轨道所处的位置，以及周围原行星盘的状态、辐射能强度和星尘的不透明度。类地行星的原始大气基本上都（相对自身直径而言）比较薄，且后续很容易失去挥发性强的氢气和氦气。太阳系中的气态巨行星（木星和土星）因为吸积速度很快导致其行星核心不稳定（有一部分其实是内核高压下的金属氢），加上气液平衡使得液态的行星表面可以随时汽化，因此拥有着很厚的大气，且氢气和氦气的含量分别是85％和60％。冰巨行星（天王星和海王星）中氢的含量不足总质量的20％，内核由更重的元素（如氧、碳、氮和硫）组成, 因而大气层相比气态巨行星要薄很多，但仍比类地行星厚得多。

## 行星演化研究

使用现今的检测和表征技术研究太阳系行星的大气层有助于理解系外行星的大气状态以及未来的潜在适居性，以及地外生命存在的可能性。一般来说，比地球质量小的类地行星（次地球）如果距离母星很近会很快丧失其原始大气，而比地球质量大的类地行星（超级地球）则可以保留其原始大气并积累较厚的大气层。克卜勒太空望远镜和其它人造卫星都发现海王星/次海王星尺寸的行星（巨无霸地球）拥有厚重的氢/氦大气层。

## 另见

* 次生大气
* 古大气层
* 氧气地质历史

## 参考