stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
视星等

| 人眼 是否 可見 | 视星等 | 相對於 織女星 的亮度 | 在夜空中 亮度超過 此星等的 恆星數量 |
| --- | --- | --- | --- |
| 是 | −1.0 | 250% | 1 |
| 是 | 0.0 | 100% | 4 |
| 是 | 1.0 | 40% | 15 |
| 是 | 2.0 | 16% | 48 |
| 是 | 3.0 | 6.3% | 171 |
| 是 | 4.0 | 2.5% | 513 |
| 是 | 5.0 | 1.0% | 7003160200000000000♠1602 |
| 是 | 6.0 | 0.40% | 7003480000000000000♠4800 |
| 是 | 6.5 | 0.25% | 7003909600000000000♠9096 |
| 否 | 7.0 | 0.16% | 7004140000000000000♠14000 |
| 否 | 8.0 | 0.063% | 7004420000000000000♠42000 |
| 否 | 9.0 | 0.025% | 7005121000000000000♠121000 |
| 否 | 10.0 | 0.010% | 7005340000000000000♠340000 |
从火星表面上看到的太阳視星等约为−25.60。
从地球上看月亮最亮时視星等可达到−12.92。
从地球上看猎户座参宿四視星等约為0.42。
从地球上看仙女座星系視星等约為4.36，需要在光污染较少的地区才能被肉眼所见。
从地球上看三角座星系視星等约為5.72—6.3，接近人类肉眼可辨认的极限。
从地球上观测后发座NGC 4414視星等约為11.0。
小行星原神星（图片右下角）視星等约為11.6，必须使用望远镜才能看到。
手枪星的視星等虽名义上有4，但由于星际尘埃的消光，实际在我们眼中比一般星系还要暗。
哈伯极深空中，最暗的星系視星等為30，只有肉眼可分辨光度下限的一百亿分之一。
视星等（英語：，符號：m）最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯制定的，他把自己编制的星表中的1022颗恒星按照亮度划分为6个等级，即1等星到6等星。1850年英国天文学家普森发现1等星要比6等星亮100倍。根据这个关系，星等被量化。重新定义后的星等，每级之间亮度则相差2.512倍，1勒克司（亮度单位）的视星等为-13.98。
但1到6的星等并不能描述当时发现的所有天体的亮度，天文学家延展本來的等級──引入「负星等」概念。这样整个视星等体系一直沿用至今。如牛郎星为0.77，织女星为0.03，除了太陽之外最亮的恒星天狼星为−1.45，太阳为−26.7，满月为−12.8，金星最亮时为−4.89。现在地面上最大的望远镜可看到24等星，而哈勃望远镜则可以看到30等星。
因为视星等是人们从地球上观察星体亮度的度量，它实际上只相当于光学中的照度；因为不同恒星与地球的距离不同，所以视星等并不能指示出恒星本身的发光强度。
由于视星等需要同时考虑星体本身光度与到地球的距离等多重因素，会出现距离地球近的星体视星等不如距离远的星体的情况。例如巴纳德星距离地球仅6光年，却无法被肉眼所见（9.54等）。
如果人们在理想環境下（清澈、晴朗且没有月亮的夜晚），肉眼能观察到的半個天空平均约3000颗星星（至6.5等計算），整个天球能被肉眼看到的星星則约有6000颗。大多数能为肉眼所见的星星都在数百光年内。现在人类用肉眼可以看见的最远天体是三角座星系，其星等约为6.3，距离地球约290万光年。历史上肉眼能看见的最远天体是GRB 080319B在2008年3月19日的一次伽玛射线暴，距离地球达到75亿光年，视星等达到5.8，相当于用肉眼看见那里75亿年前发出的光。
另外，宇宙中大量的星际尘埃也会影响到星星的视星等。由于尘埃的遮蔽，一些明亮的星星在可见光上将变得十分暗淡。有一些原本能为肉眼所见的恒星变得再也无法用肉眼看见，例如银河系中心附近的手枪星。
星星的视星等也随着星星本身的演化、和它们与地球的距离变化而变化当中。例如，当超新星爆发时，星体的视星等有机会骤增好几个等级。在未来的几万年内，一些逐渐接近地球的恒星将会显著变亮，例如葛利斯710在约一百万年后将从9.65等增亮到肉眼可见的1等。
歷史

將肉眼可見的恆星亮度分成六個等級，用於指示星等的方法起源於古希臘。在夜空中最亮的星是1等星（m = 1），最黯淡的星是6等星（m = 6），是人視知覺（不借助望遠鏡）的極限。每一等級的星等是下一等級的兩倍（對數尺度），然而當時沒有光感測器，所以這個比率是非常主觀的。這個相當粗糙的恆星亮度等級一般認為起源於喜帕恰斯，但經由托勒密的天文學大成 傳播才廣為人知。
在1856年，諾曼·羅伯特·普森正式定義這個系統，1等星的亮度是6等星的100倍，從而建立起現今仍在使用的對數尺度。這意味著一顆星等為m的恆星，其亮度是星等為m+1恆星的2.512倍。這個數值是100的五次方根（英语：），後來被稱為普森比率。普森尺度原本是以2等星的北極星作為 0點，後來天文學家發現北極星的光度有輕微的變化，所以轉而以織女星作為標準的參考星，定義它的光度在任何給定的波段上都是0等。
除了少許的修正，織女星的亮度在可見光和近紅外的波長仍然被做為0等星的定義和標準，在那裏它的光譜能量分佈（SED，spectral energy distribution）接近溫度7004110000000000000♠11000 K的黑體。然而，隨著紅外天文學的發展，透露出織女星的輻射包括紅外過量，推測是因為由塵埃組成的星周盤有較溫暖的溫度（但仍比恆星的表面冷很多）。在較短的波長（例如可見光），可以忽略塵埃在這種溫度下排放的輻射。不過，為了延伸星等尺度在紅外線的適用，這種特殊性不影響織女星做為標準0等星的定義。因此，星等尺度可以將表面溫度在7004110000000000000♠11000 K的理想恆星，以黑體輻射曲線為基礎推廣到所有的波長上，而無須考量星周盤的輻射。在這個基礎上輻照度（通常以央為單位）為0等星的點可以用波長函數計算出來。自主開發的不同系統之間的偏差都可以使用測量儀器予以修正，因此天文學家的資料都可以互相比較；更大的實際意義不是在單一波長下的比較，而是在不同波段下測量的光度都可以反應到標準光譜篩選器定義下的尺度。
在現代的星等系統，在很寬廣範圍內的亮度都參考這個0點，根據被指定的對數定義詳細的介紹如下。在實務中，視星等的尺度不超過30等（用在測量上）。在可見光的波長上，有4顆星星的亮度超過織女星（在紅外上有更多），超過的明亮行星還有木星、金星和火星等等，這些天體的亮度都要以負星等來表示。例如，天狼星，天球上最明亮的恆星，在可見光的視星等是-1.4等；其它非常明亮的負星等天體可以在下面的表中找到。
天文學家已經開發出其它光度的0點系統做為替代織女星的替代辦法。被最廣泛用的是AB星等系統。這個系統的光度0點是基於具有常數的假設參考光譜之譜流量密度（英语：），而不是使用一顆恆星的光譜或黑體曲線做為參照。AB星等的0點被定義為一個天體AB和以織女星為基礎的星等在V頻段上是大致相等。
計算

其實，望遠鏡接收到的光線在通過地球大氣層時都會減少，因此任何測量到的視星等都要修正到它們在大氣層之上看到的量。較暗的天體，他的數值會比較亮的大，每相差5等級的光度會相差100倍。因此，在光譜波段 x給出的視星等 m，將會是：
更常見的表示法是用以10為底的對數呈現：
此處Fx是被觀測系統使用在x頻譜的通量；Fx,0是濾鏡做為參考基準點（零點）的流量。因為星等增加5等，對應的光度實際是下降100倍，因此每增加1星等，光度的改變是5√100，相當於2.512（普格遜比率）。轉換上面公式的形式，星等的差別 m1 − m2 = Δm對應的亮度因素是：
計算 > 例子：月球和太陽

太陽和滿月的光度比例是多少？
太陽的視星等是-26.74（較亮），滿月的平均視星等是-12.74（較暗）。
星等的差異是：
光度因素：
太陽比滿月大約亮7005400000000000000♠400000。
計算 > 星等相加

有時你可能需要將光度相加。例如，非常靠近但仍可分辨的雙星，但在光度學上測量只能夠測出它們聯合在一起的光度。然而，當我們知道雙星個別的星等時，又如何得知組合的星等呢？這可以通過將對應於個別星等的光度相加（線性單位）。
解出 m_{f} 的值
此處的mf是將m1和 m2的光度相加之後，計算得到的星等。.
計算 > 絕對星等

条目：絕對星等
因為通量隨距離平方成反比衰減的關係，當距離增為2倍時，要維持特定的視星等，則其亮度必須增加4倍；依此類推。從天文學的角度看，對在地球看見的視星等並不感興趣，天體內在的亮度，也就是絕對星等才是有意義的。恆星或天體的絕對星等定義為在10秒差距（約32.6光年）距離的視星等。太陽的絕對星等是4.83V（黃光的波段）和5.48B（藍光的波段）。一顆行星或小行星（太陽系內的天體），其絕對星等是在距離太陽和地球都是1天文單位的距離時，從地球上觀測得到的視星等。
標準參考值

| 頻譜 | λ (μm) | Δλ/λ（FWHM） | 在m = 0通量，Fx,0 (Jy) | 在m = 0通量，Fx,0 （10−20 erg/s/cm2/Hz） |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| U | 0.36 | 0.15 | 1810 | 1.81 |
| B | 0.44 | 0.22 | 4260 | 4.26 |
| V | 0.55 | 0.16 | 3640 | 3.64 |
| R | 0.64 | 0.23 | 3080 | 3.08 |
| I | 0.79 | 0.19 | 2550 | 2.55 |
| J | 1.26 | 0.16 | 1600 | 1.6 |
| H | 1.60 | 0.23 | 1080 | 1.08 |
| K | 2.22 | 0.23 | 670 | 0.67 |
| L | 3.50 |  |  |  |
| g | 0.52 | 0.14 | 3730 | 3.73 |
| r | 0.67 | 0.14 | 4490 | 4.49 |
| i | 0.79 | 0.16 | 4760 | 4.76 |
| z | 0.91 | 0.13 | 4810 | 4.81 |

需要特別注意的是尺度是對數的：兩個天體之間的相對亮度是以不同的星等差異來顯示。例如，星等相差3.2等意味著其中一個的亮度比另一個亮19倍，因為普格遜比率是指數函數提高3.2，大約是19.05倍。
因為人眼本身的反應是對數的性質，因此一個常誤解對數是自然的尺度。在普格遜的時代，這被認為是真的（參見韋伯-費希納定理），但現在認為反應是冪定律（參見司蒂芬定律（英语：））。
视星等对照表

| 视星等级 | 对应天体 |
| --- | --- |
–67.57: 在距离一天文单位上看伽马射线暴GRB080319B。
–41.39: 在距离一天文单位上看天鵝座OB2#12。
–40.67: 在距离一天文单位上看M33-013406.63。
–40.17: 在距离一天文单位上看海山二。
–40.07: 在距离一天文单位上看尾宿三。
–39.66: 在距离一天文单位上看R136a1。
–39.47: 在距离一天文单位上看天津增九。
–38.00: 在距离一天文单位上看参宿七。此时将看到一团巨大的火球，占据着35°的天空。
–30.30: 在距离一天文单位上看天狼星。
–29.30: 在水星近日点上看太阳。
–27.40: 在金星近日点上看太阳。
–26.74: 在地球上看太阳的平均亮度，比满月亮40万倍。
–25.60: 在火星远日点上看太阳。
–25.00: 引起眼睛轻微疼痛的最小亮度。
–23.00: 在木星远日点上看太阳。
–21.70: 在土星远日点上看太阳。
–20.20: 在天王星远日点上看太阳。
–19.30: 在海王星远日点上看太阳。
–18.20: 在冥王星远日点上看太阳。
–16.70: 在阋神星远日点上看太阳。
–14.20: 1个勒克斯的亮度。
–12.92: 满月最亮时的亮度（一般是–12.74[來源請求]）。
–12.40: 当参宿四变成超新星时从地球上看到的亮度。
–11.20: 在塞德娜近日点上看太阳。
–10.00: 1965年池谷－关彗星接近太阳时最亮的水平。
–9.50: 在地面上可见的最亮的人造卫星。
–7.50: 超新星SN 1006在1006年爆发最亮时的程度。
–6.50: 夜空的总综合星等。
–6.00: 距离地球6500光年远的SN 1054在1054年爆发时的最大亮度。[來源請求]
–4.89: 从地球上看金星的最大亮度。[來源請求]
-4.14: 从地球上看金星的平均亮度。[來源請求]
–4.00: 当太阳高高挂在天上时，肉眼能分辨的最暗天体。当天体的视星等等于或低于-4时，天体会投下人眼可见的阴影。
–3.99: 470万年前从地球上看弧矢七的亮度。它是距今前后五百万年的時間範圍內，从地球上所能看到最亮的恒星（除了太阳、超新星）。
–3.82: 从地球上看金星的最低亮度（当金星处于轨道远离地球的一侧时）。[來源請求]
–2.94: 从地球上看木星的最大亮度。[來源請求]
–2.91: 从地球上看火星的最大亮度。[來源請求]
–2.50: 从地球上看新月的最大亮度。
–2.45: 从地球上看水星的最大亮度（当水星处于合的位置时）。[來源請求]
-2.20: 从地球上看木星的平均亮度。[來源請求]
–1.66: 从地球上看木星的最低亮度。[來源請求]
–1.47: 从地球上看天狼星的亮度。它是目前全天空除太阳外最明亮的恒星。
–0.83: 1843年4月海山二假超新星爆发时的最大亮度。
–0.72: 从地球上看老人星的亮度。
–0.49: 从地球上看土星的最大亮度（当它的光环完全朝地球敞开时）。[來源請求]
–0.27: 从地球上看南门二的亮度。
–0.04: 从地球上看大角星的亮度。
−0.01: 从地球上看半人马座α星A。
0.03: 从地球上看织女星。它也是最初被定义为0等的恒星。
0.23: 从地球上看水星的平均亮度。[來源請求]
0.46: 从南门二看太阳。
0.46: 从地球上看土星的平均亮度。[來源請求]
0.71: 从地球上看火星的平均亮度。[來源請求]
1.47: 从地球上看土星的最低亮度。[來源請求]
1.84: 从地球上看火星的最低亮度。[來源請求]
2.50: 当太阳低于地平线10度时，肉眼所能见到的最暗天体。
3.03: SN 1987A在大麦哲伦星云内爆发时的最大亮度。距离地球16万光年远。
3至4: 当人身处城市（即较大光污染）时肉眼所能看见的最暗天体。
4.36: 从地球上看仙女座星系 （M31）的亮度。
4.38: 从地球上看木卫三的最大亮度。它是太阳系已知最大的卫星。[來源請求]
4.50: 从地球上看M41。
5.20: 从地球上看灶神星的最大亮度。
5.32: 从地球上看天王星的最大亮度。[來源請求]
5.68: 从地球上看天王星的平均亮度。[來源請求]
5.72: 从地球上看三角座星系的最大亮度。
5.73: 从地球上看水星的最低亮度。[來源請求]
5.80: 2008年3月19日发生的GRB 080319B伽玛射线暴的最大亮度，持续约半分钟，它刷新了人类以肉眼看见的最远天体记录（75亿光年）。
5.95: 从地球上看天王星的最低亮度。[來源請求]
6.49: 从地球上看智神星的最大亮度。
6.50: 在非常好的观测条件下普通人用肉眼所能看到近似极限。6.5等以下的恒星大约有9500颗。[來源請求]
6.64: 从地球上看谷神星的最大亮度。
6.75: 从地球上看虹神星的最大亮度。
6.90: 从地球上看波德星系的亮度。虽然暗于6.5等但仍处于人眼观测极限范围内。
7.67: 从地球上看海王星的最大亮度。[來源請求]
7.78: 从地球上看海王星的平均亮度。[來源請求]
8.00: 从地球上看海王星的最低亮度。[來源請求]
8.00: 极端的裸眼极限，地球上最黑暗的天空，波特尔暗空分类法1级。
8.10: 从地球上观测土卫六（泰坦星）的最大亮度。
8.29: 从地球上观测盾牌座UY的亮度。
8.94: 从地球上观测健神星的最大亮度。
9.50: 一般情况下，使用7x50双筒望远镜能看到的最暗范围。[來源請求]
10.20: 从地球上观测土卫八的最大亮度。
12.91: 最亮的类星体3C 273，距离地球24.4亿光年。
13.42: 从地球上观测海卫一的最大亮度。
13.65: 从地球上观测冥王星的最大亮度，比6.5等星暗725倍。
15.40: 从地球上观测小行星2060的最大亮度。
15.55: 从地球上观测冥卫一的最大亮度。
16.80: 从地球上观测鸟神星。
17.27: 从地球上观测妊神星。
18.70: 从地球上观测阋神星。
20.70: 从地球上观测木卫十七。
22.00: 使用里奇-克莱琴望远镜拍摄30分钟重叠影像所能看到的极限。
22.91: 从地球上观测冥卫三。
23.38: 从地球上观测冥卫二。
24.00: 泛星计划1.8米望远镜使用60秒曝光可观测到的最暗物体，这是目前自动全天体测量的极限。
24.80: 类星体CFHQS J1641+3755的亮度
25.00: 从地球上观测土卫四十一。
27.00: 使用8米地面望远镜能观测到的最暗物体。
28.00: 如果把木星放到距离太阳5000个天文单位的位置（0.08光年）。
28.20: 2003年，当哈雷彗星运行到距离太阳28个天文单位的时候。
31.50: 哈勃太空望远镜通过哈勃超深空在可见光下可观测到的最暗的物体，曝光时间约为23天，收集时间为10年。
34.00: 詹姆斯韦伯太空望远镜在可见光下能看到的最暗物体。
35.00: 从地球上看已知最暗小行星(未命名)的预期亮度，这是一个950米的柯伊伯带天体，由HST在2009年从一颗恒星前发现。
35.00: 在地球上观测变星LBV 1806-20。距离地球30000-49000光年。它本身光度很高，但星际尘埃的消光使得它的光传到地球时相当地暗。
36.00: 使用欧洲极大望远镜能够探测到的最暗星体极限。
请参见恒星亮度列表。
相關條目

絕對星等
星等
攝影星等
光度天文學
恆星亮度列表
最近亮星列表（英语：）
鄰近恆星列表
照度
光度
勒克斯
燭光
面亮度
距離模數
ESO的VISTA拍攝的劍魚座30。這個星雲的視星等為8等
雪浦乡

雪浦乡，是中华人民共和国贵州省黔西南布依族苗族自治州普安县一个已撤销的乡级行政区，2015年1月23日，贵州省人民政府批复同意普安县乡镇行政区划调整，撤销雪浦乡，将其所辖行政区域划归青山镇。
参考资料

↑  省人民政府关于同意普安县乡镇行政区划调整的批复（黔府函〔2015〕16号） 的存檔，存档日期2017-09-06.
韓國軍事警察

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軍事警察
在板門店邊境的共同警備區執行勤務的韓國陸軍憲兵（2007年6月16日）
语名稱
諺文: 
汉字: 

文观部式: 
马-赖式: 
 
軍事警察（韩语：／ Gunsa gyeongchal），前稱憲兵（韩语：／ Heon-byeong），是韓國國軍內部的執法兵科，也是陸軍、海軍、空軍及海軍陸戰隊各自的下屬部隊，負責軍紀維護、犯罪預防及調查等軍事司法警察勤務。韓國的軍警機構自第二次世界大戰結束以來，除憲兵外尚使用過軍監隊（）、軍紀司令部（）及搜查團（）等不同名稱，在部隊組織、任務及指揮體系上經歷過數次改變。1953年至1960年間，全軍的憲兵一度由憲兵總司令部（）統一領導，但後來又分散給陸海空軍自行管轄。
發展沿革 > 歷史背景

朝鮮半島曾在大韓帝國高宗時代以日本軍憲兵隊為藍本，仿效成立「憲兵司令部」，然而該部隊卻隨著1907年大日本帝國強制解散大韓帝國軍而作廢。隨著1945年二戰結束、日本殖民終止而進入美國軍政時期，統治半島南部的美軍政廳也不再恢復大韓帝國的日式憲兵，而是在韓國人組成的南朝鮮國防警備隊內設立美式憲兵。1947年3月15日，警備隊內成立了軍監隊，後又於1948年3月11日創立軍紀司令部，即軍警部隊之前身機構，而3月11日也因而定為韓國的憲兵日。
發展沿革 > 建國後 > 憲兵時代（1948年－2020年）

1948年8月15日大韓民國獨立、建軍，在12月5日正式採用憲兵為兵科名稱，陸軍本部（朝鲜语：）及海軍本部（朝鲜语：）均依據12月7日發布的《總統令第37號·國防部編制》於軍種本部內設憲兵監室（，主官稱憲兵監）分管軍事警務、紀律及風紀相關事項，除此之外，還自1949年1月16日起正式在首都漢城（今首爾特別市）的龍山區開辦憲兵學校。截至韓戰時期，韓國空軍及韓國海軍陸戰隊亦已分別擁有憲兵隊。
在李承晚擔任韓國總統任內，憲兵的活動範圍擴張到軍隊之外，甚至涉入政務、反制異議人士。1953年3月24日，統合陸海空三軍的憲兵總司令部經李氏指示而正式編成，名義上隸屬國防部，實際上直接由李本人指揮、命令。該機構存在的7年間均由其親信元容德（朝鲜语：）陸軍中將擔任總司令，與陸軍特務部隊並列為韓軍兩支主要的政治干預力量。1953年6月18日，作為韓戰戰俘營警衛任務執行單位的憲兵總司令部經李承晚授意而大舉釋放了釜山、光州、論山及牙山等地囚禁的數萬名反共戰俘，藉此向美軍為首的聯合國軍與朝、中兩軍間的停戰和談表達韓方反對立場，因而引發美國等國指責。憲兵總司令部在事後由陸軍參謀總長白善燁上將納入陸軍管理範圍，並藉由對美協商，使憲兵能獲得美方裝備支援。
1960年10月10日，憲兵總司令部遭到解編，但陸海空各軍的憲兵部隊依然得以保留。朴正熙就任總統後，憲兵的政治角色逐漸淡化，相關職責移交到陸軍特務部隊的後繼機關——保安司令部之下。此後的憲兵組織又經歷了數次變革，空軍本部（朝鲜语：）於1979年始設憲兵監一職，後則與海軍各自建立軍種本部直轄的海軍憲兵團（）及空軍憲兵團（）。陸軍本部憲兵監室則在2006年4月1日更名為陸軍搜查團，以提升調查工作的科學性，團內由監察室、犯罪情報分析室及中央、地方搜查隊組成，同日陸軍人事司令部（朝鲜语：）亦增設憲兵營運處（），代為接收憲兵監室原本的行政職能。2013年1月1日，陸軍搜查團遭到解編，由陸軍本部新設的憲兵室（，主官稱憲兵室長）取代。
發展沿革 > 建國後 > 軍事警察時代（2020年以降）

截至2020年改稱軍事警察前的2019年，韓國憲兵員額約17,000餘人，當中陸軍6,000餘名，海軍4,000餘名，空軍7,000餘名。2020年2月5日，韓國國防部表示，憲兵之名稱隨著2月4日透過官報公告的《軍事法院法》修正法案，而正式變更為「軍事警察」。國防部調查本部則進一步表示，憲兵此一由日軍開始採用的名詞，在韓國仍殘留有「負面形象」，且憲兵一詞的意義侷限於執法和搜查，「無法正確表現該兵科現代任務日益多樣化的本體性」，遂決定取消這個使用了72年的兵科名稱。
職能

韓國軍警的業務除犯罪防治、科學調查等軍事司法警察任務外，尚包括發展教育訓練計畫、勤務相關法規制度，以及提供作戰支援、情報支援，並曾在越戰派兵、波斯灣戰爭、伊拉克戰爭及東帝汶、黎巴嫩等地的海外行動中調遣兵力前往當地執勤。韓國軍警亦在三八線共同警備區負責警戒任務，直接與朝鮮人民軍軍人對望。韓國政府在軍中執法部隊成立後，透過1961年《憲兵令》（）、1970年《憲兵武器使用令》（；總統令第4746號）和《各兵科士兵輔助憲兵職務之相關規定》（；總統令第4747號）等法條來加以規範。
相關條目

大韩民国主题
军事主题
警察與執法主题
憲兵
軍事糾察
執法
大韓民國國軍
大韓民國國防部
大韓民國警察
朝鮮總督府憲兵警察制度（日语：）
註釋

註1^ ：憲兵總司令部成立前，陸軍本部憲兵監室已於1949年時改稱陸軍憲兵司令部，與新設的憲兵總司令部之間產生稱呼混淆的問題。後者遂於1955年4月16日復名陸軍本部憲兵監室。
註2^ ：元容德上任憲兵總司令之初的階級為少將，因反共戰俘釋放事件升為中將。憲兵總司令部解體後的歷任憲兵指揮官（憲兵監、團長及室長）除少將之外，主要為較低的准將、上校階級者出任。
註3^ ：保安司令部後於1991年改編為陸海空三軍聯合的國軍機務司令部。與憲兵相比，該機構的業務偏向於調查叛亂、通敵、洩密等特定類型之軍事犯罪，以及軍事情報方面的保安工作。
參考文獻

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韓戰時維持釜山港秩序的韓國海軍憲兵（1950年12月31日）
在烏山空軍基地摺疊韓國國旗的韓國空軍憲兵（2014年5月16日）
𨧀

：本页有Unihan新版汉字：「」，這些可能會错误显示，詳见Unicode汉字。
𨧀（英語：），是一種人工合成的化學元素，其化學符號为Db，原子序數为105。𨧀是一種極具放射性的超重元素及錒系後元素，其最穩定的已知同位素𨧀-268的半衰期約為16小時，这也是原子序大於101（鍆）的元素中最长寿的同位素。𨧀不出現在自然界中，只能在實驗室內以粒子加速器少量合成。其英文名源自位於俄羅斯的小鎮杜布納（Dubna），也是𨧀最早被合成出的地方。
在元素週期表中，𨧀是一個位於d區塊的過渡金屬，為第7週期、第5族的成員。目前人們對𨧀的化學特性所知不多，但化學實驗已証實了𨧀具有比鉭更重的同族元素應有的屬性。
在1960年代，蘇聯和美國加州的實驗室製造了微量的𨧀元素。兩國未能確定彼此的發現次序，因此雙方科學家對其命名發生了爭論，直到1997年國際純粹與應用化學聯合會（IUPAC）確認了蘇聯的實驗室最早合成該元素，並為雙方妥協而取名為Dubnium。
概论 > 超重元素的合成

| 外部 |
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 基于澳大利亚国立大学的计算，核聚变未成功的可视化
超重元素的原子核是在两个不同大小的原子核的聚变中产生的。粗略地说，两个原子核的质量之差越大，两者就越有可能发生反应。由较重原子核组成的物质会作為靶子，被较轻原子核的粒子束轰击。两个原子核只能在距离足够近的时候，才能聚变成一个原子核。原子核都带正电荷，会因为静电排斥力而相互排斥，所以只有两个原子核的距离足够短时，强核力才能克服这个排斥力并发生聚变。粒子束因此被粒子加速器大大加速，以使这种排斥力与粒子束的速度相比变得微不足道。施加到粒子束上以加速它们的能量可以使它们的速度达到光速的十分之一。但是，如果施加太多能量，粒子束可能会分崩离析。
不过，只是靠得足够近不足以使两个原子核聚变：当两个原子核逼近彼此时，它们通常会融為一體约10−20秒，之後再分開（分開後的原子核不需要和先前相撞的原子核相同），而非形成单一的原子核。这是因为在尝试形成单个原子核的过程中，静电排斥力会撕开正在形成的原子核。每一对目标和粒子束的特征在于其截面，即两个原子核彼此接近时发生聚变的概率。这种聚变是量子效应的结果，其中原子核可通过量子穿隧效應克服静电排斥力。如果两个原子核可以在该阶段之后保持靠近，则多个核相互作用会导致能量的重新分配和平衡。
两个原子核聚变产生的原子核处于非常不稳定，被称为复合原子核（英语：）的激发态。复合原子核为了达到更稳定的状态，可能会直接裂变，或是放出一些中子来带走激发能量。如果激发能量太小，无法放出中子，复合原子核就会放出γ射线来带走激发能量。这个过程会在原子核碰撞后的10−16秒发生，并创造出更稳定的原子核。原子核只有在10−14秒内不衰变，IUPAC/IUPAP联合工作小组才会认为它是化学元素。这个值大约是原子核得到它的外层电子，显示其化学性质所需的时间。
概论 > 衰变和探测

粒子束穿过目标后，会到达下一个腔室——分离室。如果反应产生了新的原子核，它就会存在于这个粒子束中。在分离室中，新的原子核会从其它核素（原本的粒子束和其它反应产物）中分离，到达半导体探测器（英语：）后停止。这时标记撞击探测器的确切位置、能量和到达时间。这个转移需要10−6秒的时间，因此原子核需要存在这么长的时间才能被检测到。若衰变發生，衰變的原子核被再次记录，并测量位置、衰变能量和衰变时间。
原子核的稳定性源自于强核力，但强核力的作用距离很短，随着原子核越来越大，强核力对最外层的核子（质子和中子）的影响减弱。同时，原子核会被质子之间，范围不受限制的静电排斥力撕裂。强核力提供的核结合能以线性增长，而静电排斥力则以原子序数的平方增长。后者增长更快，对重元素和超重元素而言变得越来越重要。超重元素理论预测及实际观测到的主要衰变方式，即α衰变和自发裂变都是这种排斥引起的。几乎所有会α衰变的核素都有超过210个核子，而主要通过自发裂变衰变的最轻核素有238个核子。有限位势垒在这两种衰变方式中抑制了原子核衰变，但原子核可以隧穿这个势垒，发生衰变。
放射性衰变中常产生α粒子是因为α粒子中的核子平均质量足够小，足以使α粒子有多余能量离开原子核。自发裂变则是由静电排斥力将原子核撕裂而致，会产生各种不同的产物。随着原子序数增加，自发裂变迅速变得重要：自发裂变的部分半衰期从92号元素铀到102号元素锘下降了23个数量级，从90号元素钍到100号元素镄下降了30个数量级。早期的液滴模型因此表明有约280个核子的原子核的裂变势垒（英语：）会消失，因此自发裂变会立即发生。之后的核壳层模型表明有大约300个核子的原子核将形成一个稳定岛，其中的原子核不易发生自发裂变，而是会发生半衰期更长的α衰变。随后的研究发现预测存在的稳定岛可能比原先预期的更远，还发现长寿命锕系元素和稳定岛之间的原子核发生变形，获得额外的稳定性。对较轻的超重核素以及那些更接近稳定岛的核素的实验发现它们比先前预期的更难发生自发裂变，表明核壳层效应变得重要。
α衰变由发射出去的α粒子记录，在原子核衰变之前就能确定衰变产物。如果α衰变或连续的α衰变产生了已知的原子核，则可以很容易地确定反应的原始产物。因为连续的α衰变都会在同一个地方发生，所以通过确定衰变发生的位置，可以确定衰变彼此相关。已知的原子核可以通过它经历的衰变的特定特征来识别，例如衰变能量（或更具体地说，发射粒子的动能）。然而，自发裂变会产生各种分裂产物，因此无法从其分裂产物确定原始核素。
歷史 > 發現

位於杜布納的聯合核研究所（當時在前蘇聯內）在1968年首次報告發現𨧀元素。研究人員以氖-22離子撞擊鋂-243目標。他們報告了能量為9.40 MeV和9.70 MeV的α活動，並認為這些活動指向同位素260Db或261Db：
兩年後，杜布納的團隊把產物與NbCl5反應後，對所得的氯化物使用溫度梯度色譜法分離了兩項反應產物。團隊在揮發性氯化物中，辨認出一次2.2秒長的自發裂變活動，有可能來自五氯化𨧀-261（261DbCl5）。
同年，在柏克萊加州大學，由阿伯特·吉奧索領導的團隊以氮-15離子撞擊鉲-249，肯定性地合成了𨧀-260。𨧀-260的所測得之α衰變半衰期為1.6秒，衰變能量為9.10 MeV，子衰變產物為鐒-256：
由柏克萊加州大學科學家們得出的結果並沒有證實蘇聯科學家們的研究指出，𨧀-260的衰變能量為9.40 MeV或9.70 MeV的結論。因此餘下𨧀-261為可能成功合成的同位素。在1971年，杜布納的團隊利用改善了的試驗設備重復了他們的實驗，並得以証實𨧀-260的衰變數據，所用反應如下：
1976年，杜佈納的團隊繼續用溫度梯度色譜法研究這條反應，並辨認出產物五溴化𨧀-260（260DbBr5）。
1992年，IUPAC/IUPAP鐨後元素工作小組評估了兩個團隊的報告，並決定雙方的研究成果同時證實對𨧀元素的成功合成，因此雙方應共同享有發現者的稱譽。
歷史 > 命名爭議

最初前蘇聯團隊提出把元素105以丹麥核物理學家尼爾斯·玻爾（左）命名為Nielsbohrium（Ns，鉨，目前「鉨」成為113號元素的譯名）；美國團隊則最初提出以研究放射性和放射化學而著名的德國化學家奧托·哈恩（右）命名。
蘇聯團隊建議名稱Nielsbohrium（Ns），以紀念丹麥核物理學家尼爾斯·玻爾。美國團隊則提出把新元素命名為Hahnium（Ha，、），以紀念德國化學家奧托·哈恩。因此，Hahnium一名在美洲及西歐廣為科學家們所用，並出現於許多當時的文獻中；而Nielsbohrium用於前蘇聯和東方集團國家。
兩個團隊就此對元素的命名產生了爭議。國際純粹與應用化學聯合會（IUPAC）就採用了臨時的系統命名Unnilpentium（Unp）。為了解決爭議，IUPAC於1994年提出名稱Joliotium（Jl，鐈[來源請求]），紀念法國物理學家弗雷德里克·約里奧-居里。此名原先由蘇聯團隊提議為元素102的名稱，而該元素最後名為鍩（Nobelium）。雙方仍在元素104至106的命名問題上達不到共識。
鑒於國際上对104至107號元素名均存在較大分歧，全國科學技術名詞化學名詞審定委員會根據1997年8月27日IUPAC正式對101至109號元素的重新英文定名，於1998年7月8日重新审定、公佈101至109號元素的中文命名，其中105號元素中文名在《無機化學命名原則》(1980)中曾定为「」（hǎn，繁体为，圖：），現根據IUPAC決定的英文名Dubnium（Db），改定为「𨧀」（音同「杜」）。名稱源自為獲得該元素作過重要貢獻的前蘇聯杜布納聯合核子研究所的所在地俄羅斯小鎮杜布納。
IUPAC表示，位於柏克萊的實驗室已經在多個元素的名稱中得到了承認（如錇、鉲、鋂），且元素104和106已命名為鑪（以盧瑟福命名）和𨭎（以西博格命名），因此應在元素105的命名上承認俄羅斯團隊對發現元素104、105及106所作出的貢獻。
化學特性 > 推算的屬性

在元素週期表中，元素105預測為6d系中第二個過渡金屬，以及為5族最重的元素，位於釩、鈮、鉭之下。因為𨧀直接位於鉭以下，所以也能稱為eka-鉭。5族元素有著明顯的+5氧化態，而該特性在重5族元素中更為穩定。因此𨧀預計會形成穩定的+5態。較重的5族元素也具有+4和+3態，所以𨧀也有可能形成這些具還原性的氧化態。
從鈮和鉭的化學特性推算，𨧀會與氧反應形成惰性的五氧化物Db2O5。在鹼性環境中，預計會形成鄰𨧀配合物DbO3−
4。與鹵素反應後，應形成五鹵化物DbX5。鈮和鉭的五鹵化物呈揮發性固態或呈氣態的三角雙錐形單體分子。因此，DbCl5預計將會是一種揮發性固體。同樣，DbF5揮發性將更強。其鹵化物經水解後，即形成鹵氧化物MOX3。因此𨧀的鹵化物DbX5應會和水反應形成DbOX3。根據已知較輕的5族元素與氟離子的反應，預計𨧀在和氟離子反應後會形成一系列氟配合物。其中五氟化物和氟化氫反應後會形成六氟𨧀酸離子DbF−
6。若氟化物過剩，則會形成DbF2−
7和DbOF2−
5。如果𨧀的特性是鉭的延續，則更高的氟化物濃度會產生DbF3−
8，因為NbF3−
8目前是未知的。
化學特性 > 實驗化學

通過氣態熱色譜法，對𨧀的化學特性的研究已進行了幾年的時間。這些實驗研究了鈮、鉭和𨧀放射性同位素的相對吸收屬性。結果產生了典型的5族鹵化物及鹵氧化物：DbCl5、DbBr5、DbOCl3及DbOBr3。這些初期實驗的報告通常稱𨧀為Hahnium（中文對應譯為「」）。
| 公式 | 名稱 |
| --- | --- |
DbCl5: 五氯化𨧀
DbBr5: 五溴化𨧀
DbOCl3: 氯氧化𨧀
DbOBr3: 溴氧化𨧀
同位素

条目：𨧀的同位素
如同其他高原子序的超重元素，𨧀的所有同位素都具有高度放射性，半衰期很短，非常不穩定。目前已知壽命最長的同位素為𨧀-268，半衰期約為16小時，這也是原子序大於101（鍆）的元素中最长寿的同位素，但這種同位素難以被製成。杜布納聯合原子核研究所於2012年的計算顯示，預計𨧀所有同位素的最長半衰期不會顯著超過一天。
参考书目

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外部連結

元素𨧀在洛斯阿拉莫斯国家实验室的介紹（英文）
—— 𨧀（英文）
元素𨧀在The Periodic Table of Videos（諾丁漢大學）的介紹（英文）
元素𨧀在Peter van der Krogt elements site的介紹（英文）
WebElements.com – 𨧀（英文）
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：各地 :  德国  捷克 
基于在杜布纳联合原子核研究所中设置的杜布纳充气反冲分离器，用于产生超重元素的装置方案。在检测器和光束聚焦装置内的轨迹会因为前者的磁偶极（英语：）和后者的四极磁体（英语：）而改变。
聖若翰·喇沙

| 聖若翰·喇沙 |
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聖若翰·喇沙畫像（作者不詳）
司铎，喇沙会会祖
出生: (1651-04-30)1651年4月30日 法兰西王国香槟行省兰斯
逝世: 1719年4月7日(1719歲—04—07)（67歲） 法兰西王国诺曼底圣伊翁
敬礼於: 罗马天主教
宣福: 1888年2月19日  
封圣: 1900年5月24日 由教宗良十三世 
主要朝聖地: 意大利罗马Sanctuary of John Baptist de La Salle, Casa Generalizia
瞻礼: 4月7日   3月15日（罗马天主教圣人历 1904-1969, 以及喇沙修士会组织）
象徵（英语：）: 舒展的、手指向天的右臂、教导两个孩子站在他身边、书本
主保: 青年教师（5月15日，1950年，庇护十二世）、基督学校修士会（喇沙会）Lasallian educational institutions（英语：）、教育者、校长、教师
聖若翰·喇沙，或稱聖若翰洗者喇沙（法語：，1651年4月30日—1719年4月7日）法國教士、教育家和改革者，天主教組織喇沙會的創辦人。他是一位罗马天主教会尊奉的圣人，是教师的主保圣人。
他致力為貧窮的學生提供免費的教育。在過程中，他為法國的教育實踐立下了標準，寫下很多具有創見的反思、答問錄、禮儀指導和其他教學資源，也帶起了18至19世紀很多專事教育的宗教團體。
早年生活

喇沙于1651年4月30日生于法国兰斯一个富裕的家庭，是家中最大的孩子。喇沙在11岁时剃髮出家，當他只有15歲的時候，就已被任命為蘭斯座堂的詠禱司鐸。1669年7月10日，喇沙被送往Collège des Bons-Enfants（法语：）学习，并在那里取得了艺术学士学位。当他完成了他的古典学、文学还有哲学课程后，他被送往巴黎进入Seminary of Saint-Sulpice（英语：）学习，时在1670年10月18日。不幸的是，他的双亲接连去世，他的母亲于1671年7月19日去世，父亲于1672年4月9日去世。喇沙被迫于1672年4月19日离开学校，并支撑起自己的家庭，承担起教育自己四个弟弟和两个妹妹的责任，那时他还只有21岁。
在1678年4月9日，27岁的喇沙完成了他的神学课程，并正式升為神父。兩年之後，他獲得了神學博士學位。
喇沙具有纯净的品德，有文化的头脑，卓越的行动力，并能将个人的成功很好地在谦卑与对他人的温柔中平衡好。喇沙在外貌上也具有领袖气质，高高的个子，蓝色的、目光锐利的双眼，以及宽阔的额头。
不久之後，喇沙放棄了在蘭斯的詠禱司鐸職務，創立了一個專注教育的宗教會社，並在一個特別寒冷的冬天把自己的所有的財產分發給窮人。
圣婴耶稣修女会

喇沙在教育事业上的成就是一点一点地积累起来的，甚至在起初他都没有考虑过会为此倾尽一生。在他那个时代，社会上贫富不均的现象十分严重。若翰·喇沙相信教育能给人们希望与机会，有尊严和自由地过更好的生活。
那时，刚成立的圣婴耶稣修女会（英语：）是一个致力于为病患服务、为贫穷女孩提供教育的宗教团体。喇沙在修会的建立中帮了他们很多，并作为他们的小堂司铎与听告解司铎。在此过程中，他于1679年认识了教育家Adrian Nyel（英语：）。日后，帮助Adrian Nyel在他家乡为穷人们建立一座学校这件事，成为了他一生为教育事业付出的开始。
基督学校修士会

當時，教育都是以家庭教師的形式向貴族子女提供的，穷人孩子们的未来是渺茫的。喇沙被孩子们的困境深深地触动，下定决心将他自己的天赋和才华献给教育孩子上。
喇沙知道兰斯的教师们缺乏领导和训练，故此他自己越来越频繁地帮助他们。从1680年开始，他常常在自家里邀请教师们一起用餐，并鼓励、指导他们的工作。1681年，他更近了一步，他邀请教师们到他家里与他一起居住生活。这让他的家人和亲戚们感到震惊，因为在当时不同社会阶层间的接触是不被容许的。一年之后，他的房子在一次失败的诉讼里被拍卖，喇沙只好租了一个房子，讓教师们搬到那里去住。
借此机会，喇沙组建起一个新的宗教团体——基督教學校修士會，一般被稱為喇沙會、喇沙修士會等。是第一個全由修士組成的天主教組織。
喇沙曾這樣寫道：“我曾經想像我要為學校和教員做的，不過是竭盡所能去挽留他們，並確保他們熱誠、專注於他們的工作……的確，如果我想像到我對他們出於慈善的照顧，竟使我有責任和他們一起生活的話，我一定會放棄這個計劃……以智慧和沉著指引一切的天主，並不會強迫人改變想法。祂為了使我專注於學校的發展，長期潛移默化地改變著我，令我不能預見自己會做的事。”
喇沙的事业受到了来自教会学权威方面的反对，他们反对以这种平信徒做奉献的形式来组建免费学校。教育机构也仇恨他创新型的教育方法与免费教育的理念。尽管如此，喇沙和会士们越过重重困难，在法国全境都建立起学校。
1685年，喇沙于法国兰斯开办了第一座通常意义上的师范院校，為教師提供培訓。
由于长久的持守苦行与过度的工作，喇沙积劳成疾，于1719年耶稣受难节逝世于鲁昂附近的Saint Yon，离他68岁生日仅差三周。
列圣品

1900年5月24日，教宗良十三世封喇沙為聖人，他的紀念節日在4月7日，而在喇沙會的機構則為5月15日。
1950年，教宗庇護十二世宣告他為所有教師的主保聖人。
事业与遗产

喇沙是現代教育理論的創建者之一。
現在，喇沙會在全球大約有6000名修士和75,000名世俗和宗教人員，在84個國家、1000間教育機構擔任教師、輔導員和其他教職，為900,000多位學生提供教育，把創辦人喇沙的事業延續到21世紀。
扩展阅读

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Calcutt FSC, Alfred, "De La Salle: A City Saint and the Liberation of the Poor Through Education", De La Salle Publications, Oxford. 1993.
若翰·喇沙的雕像，位于法国巴黎聖若翰·喇沙教堂。
聖若翰．喇沙畫像，1734年（喇沙逝世後15年）由 Pierre Léger 繪畫
聖若翰·喇沙位于意大利罗马 Casa Generaliza 的圣髑
吴锦堂

| 吴锦堂 |
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吴锦堂
出生: 1855年11月14日 清朝浙江省寧波府慈溪縣
逝世: 1926年1月14日  日本神户
职业: 实业家
配偶: 徐幽芳
吴锦堂（1855年11月14日—1926年1月14日），名作镆，清朝浙江省宁波府慈溪县人，日本关西财阀，曾位列日本富豪排行榜的第13位和第68位。吴锦堂被日本学者认为是旅日华商中唯一一位转变为日本财阀者。
穷苦早年

1855年11月14日，吴锦堂出生于浙江省宁波府慈溪县观城镇西房村（今观海卫镇东山头村）一户普通农家。吴家世代务农，家境困难，吴锦堂在当地私塾读了两年书便辍学，回家帮助父亲务家务农。虽然吴家无力供吴锦堂读书，其却未放弃学习，闲暇时常跟随其伯父吴东耀习文学字，这段时间的勤奋学习，为他打下了坚实的文化基础。1871年，吴锦堂母亲因病去世，其父又娶唐氏，吴锦堂对待后母孝顺如生母，闻名乡里。
1878年，吴锦堂与邻村人徐幽芳结婚成家。由于家渐不能支，吴锦堂决定去宁波城里发展谋生计。在邻村人徐孟彬的帮助下，他到宁波一家豆腐坊帮工。
创业上海

由于吴锦堂工作勤奋，又能读文识字，深得豆腐坊老板喜爱。1882年，吴锦堂在邻居的介绍下到上海发展，在萃丰油烛店帮工，后马上转为正式店员。在店里工作三年后，吴锦堂被老板派往苏州分号主持店务。
闯荡东瀛

1885年，吴锦堂为寻求更大发展，决定到日本继续创业。在友人资助下，他携1000银两来到日本长崎市发展。吴锦堂结合自身实际情况和当时日本工商业行情，决定在长崎、大阪、神户等日本主要城市间营销物资。因为这种经营方式投资少见效快、资金流转也快，故利润较为丰厚，吴锦堂因此在日本掘得第一桶金。由于经营合理，一年后，吴锦堂的资本爆增到白银5000两。1887年，资本初具规模的吴锦堂合伙在大阪开设了其第一家商行“义生荣”号，其业务范围在日本逐渐拓展。
崛起神户

1889年，吴锦堂在日本神户设立“怡生号”商行，并定居神户。经过在日本十多年的奋力开拓，吴锦堂逐渐成为日本阪神地区赫赫有名的大富豪，涉足领域遍及金融、贸易、航运、实业、投资业等。其财富积累在这一时期主要来自贸易和实业投资。吴锦堂把日本生产的火柴、雨伞、水泥等产品出口到中国及东南亚国家，又从中国大量进口棉花、大米等到日本市场。吴锦堂还投资火柴厂、水泥厂、针织厂等近代工业，令其成为大阪、神户地区著名实业家。吴锦堂也是日本华侨的领袖之一。
吴锦堂在日经商期间可谓身经商场百战，其中较著名的是“钟渊纺织”股票大战。吴锦堂于1901年和1905年分别购入“钟渊纺织”股票4万多股。1906年，当时日本闻名的证券投资商铃木久五郎突然宣布加入到争夺“钟渊纺织”股票的行列。铃木久五郎在东京证券市场大量购入“钟渊纺织”股票，使低价（27元）“钟渊纺织”股爆升至愈60元，甚至一度超100元。吴锦堂联合同仁积极应对，但终因财力不足，被迫弃盘。“钟渊纺织”最终被铃木久五郎收购。但铃木久五郎接盘后因经营不善，“钟渊纺织”股票立马狂跌，其被迫宣布破产。而拥有大量股票的吴锦堂审时度势，将手中持股迅速悉数抛出，没有遭受损失。“钟渊纺织”股票大战在日本股票史上闻名全国。
在日本经营成熟后，吴锦堂调整自己的事业，将资金回调中国，大力发展中国实业和公益事业。如，吴锦堂投巨资于浙江商办铁路，入股当时全国最大的钢铁企业汉冶萍煤铁厂矿公司等。
在华慈善事业

吴锦堂热衷捐资兴修家乡水利和兴办家乡教育。
“两湖”工程
1905年，吴锦堂回到家乡时见家乡水利设施年久失修，遂决定捐资兴修“两湖”工程。“两湖”工程规模巨大，前后耗资愈7万银元，历时六年，修建闸15座，桥21座。
救济灾荒
吴锦堂还多次救济直隶、东北、云南、淮徐、广东等地的灾荒。
教育事业
吴锦堂亲眼目睹了近代日本之崛起，深知教育对国家民族之重要，树立了教育救国的理念。吴锦堂一生共投资教育愈20万银元。其与陈嘉庚、聂云台并称当时的“办学三贤”。他曾捐款3000元给宁波教育会及宁波旅沪同乡会用于兴办教育。吴锦堂还捐资创办了效实中学，在家乡慈溪创办了锦堂学校。
吴锦堂在家乡捐资兴办的锦堂学校，被誉为“浙江私立学校之冠”；1911年，锦堂学校改名为锦堂农业中学堂，是为浙江职业教育之肇始。书坛泰斗沙孟海、国画大师陈之佛，农学家卢守耕、童玉民、包容等等都是锦堂学校的校友。吴锦堂逝世后，浙江省政府接管了锦堂学校。1994年建立的锦堂职业高级中学，继承了吴锦堂办职业学校的思想和传统。
吴锦堂还资助了很多学生去日本留学。
在日慈善事业

吴锦堂在日本扩建了中华义庄（华侨墓地），捐资万国医院、孤儿养育院、盲哑院、红十字会等神户华侨慈善机构。吴锦堂与旅日侨胞联手兴办的神户中华同文学校，讓在日华侨子女得以學習中華文化。日本宫城县、北海道等地发生自然灾害，吴锦堂曾多次捐巨款赈济。1908年，吴锦堂在日本小束野购入荒地逾100公顷，开发成良田，供贫苦的日本当地居民耕种，还建造房舍愈20座，解决他们的住房问题。1957年，当地人民经过公决，将其村落命名为“锦堂村”，将其水库命名为“吴锦堂池”，并树“吴锦堂显彰碑”，以示纪念。
支持革命

吴锦堂积极支持孙中山的革命活动，曾担任过同盟会神户支部长，并让出私邸供同盟会办公。同盟会改组为国民党后，吴锦堂又担任国民党神户支部部长。辛亥革命后，中华民国南京临时政府成立，吴锦堂出任浙江省军政府财政水利顾问，并向上海军政府和宁波军政府捐资支持。1913年，孙中山到神户访问，神户华侨组织了盛大的欢迎集会，由吴锦堂主持并全程陪同。吴锦堂后又出任交通部长。1917年，张勋复辟，吴锦堂发表演讲，维护共和、反对帝制。
魂归故里

1926年1月14日，吴锦堂因病在神户逝世，享年72岁，家屬遵其遗嘱将遗体运回家乡。吴锦堂灵柩由日本海运经上海后运抵慈溪并安葬。
吴锦堂墓碑对联很有名，上联是“为爱湖山堪埋骨”，下联是“不论风水只凭心”，显示了其赤子之心。
遗蹟

现在神户市垂水區明石海峡大桥下著名的孙中山纪念馆，就是吴锦堂在日本的旧居。
吴锦堂故居和吴锦堂墓位于中国浙江省慈溪市观海卫镇，是浙江省文物保护单位。
参考

近代中国研究 经济史 吴锦堂与日支实业协会（页面存档备份，存于），作者：虞和平
华侨巨子吴锦堂
宁波侨网 吴锦堂-近代海外宁波帮的杰出代表
论文：《论侨商吴锦堂的捐资办学思想及实践》
论文：《十九世纪末二十世纪初神户华侨之研究——以吴锦堂为中心的考察》
书籍：《吴锦堂研究》
相关链接

宁波商帮
1904年吴锦堂一家歸化日籍
大正末年的日本全國富豪排行榜中名列56名，資產近300萬日圓（當時一日圓可買10公斤白米）。
孫中山一行與神戶華僑的紀念合影
在慈溪白洋湖畔的吴锦堂墓
葡萄牙天主教大學

葡萄牙天主教大學（葡萄牙語：，MHIP）是位於葡萄牙里斯本的宗教協定大學（具協辦地位的非公立大學），成立于1967年，除在葡萄牙設有四個校區（里斯本、布拉加、波爾圖和維塞烏）外，亦於澳門開辦聖若瑟大學。
根據《泰晤士高等教育世界大學排名》，葡萄牙天主教大學於2021－2023年在葡萄牙高等院校中排名第一，該校拥有超过20,000名學生。
教學單位

葡萄牙天主教大學共設有19個院系，分布於該校4個校區：
神学院（里斯本、布拉加、波尔图）
哲学和社会科学院（布拉加）
人文科学院（里斯本）
法学院（里斯本、波尔图）
天主教里斯本商業經濟學院（里斯本）
生物技术学院（波尔图）
牙醫學院（維塞烏）
艺术学院（波尔图）
天主教波爾圖商學院（波爾圖）
教育和心理学院（波尔图）
政治學研究所（里斯本）
生物伦理学研究所（波尔图）
健康科學與護理學院（里斯本、波尔图）
護理學院（里斯本、波尔图）
經濟管理與社會科學系（維塞烏）
教会法高等学院（里斯本）
天主教醫學院（里斯本辛特拉）
天主教博士學院
天主教全球法學院
排名和认证

葡萄牙天主教大學在主要国际排名中的多个领域和指标中脱颖而出，连续第三年在《泰晤士高等教育世界大學排名》（THE WUR2020，2021， 2022）中获得葡萄牙第一名。
里斯本校區（總校區）
波尔图校區
布拉加校區
维塞乌校區
葡萄牙天主教大学（里斯本总校區）