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加雷斯·贝尔国际比赛进球列表
参考资料

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↑  Pearlman, Michael. . BBC Sport. 2019-10-13  [2020-07-14]. （原始内容存档于2019-10-22）.
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↑  Marsh, Philip. . BBC Sport. 21 November 2022  [21 November 2022]. （原始内容存档于2022-11-29）.
室女座59b

| 0 | 1 | 2 |
| --- | --- | --- |
| 太陽系外行星 | 太陽系外行星 | 太陽系外行星列表 |
 加上標註的 NASA 合成影像， 該影像合併了昴星团望远镜以兩個紅外線 波段拍攝的室女座59影像（橙色為1.6微米， 拍攝於2011年5月；藍色為1.2微米，拍攝於2012年4月） 。當影像處理去除了散射的星光後， 可見行星室女座59b。
 室女座59b想像圖。
母恆星
| 母恆星 | 母恆星 | 室女座59 |
| 星座 | 星座 | 室女座 |
| 距離 | 距離 | 57.28 ± 2.6 ly (17.56 ± 0.8 pc) |
| 光譜類型 | 光譜類型 | G0V |
觀測的分離程度 觀測曆元 2012 Apr 12
| 分離角度 | (ρ) | 2487 ± 8 mas |
| 位置角 | (θ) | 326.54 ± 0.18° |
| 投影分離程度 | (d) | 43.5 AU |
物理性质
| 质量 | (m) | 4.0+4.5 −1 MJ |
| 半径 | (r) | 0.96 ± 0.07 RJ |
| 表面重力 | (g) | 3.9 ± 0.2 m/s² |
| 温度 | (T) | 510 ± 20 K |
發現
| 發現時間 | 發現時間 | 2013 |
| 發現者 | 發現者 | 葛原真幸等人 |
| 發現方法 | 發現方法 | 直接攝影 |
| 發現地點 | 發現地點 | 昴星團望遠鏡 |
| 發表論文 | 發表論文 | 確認 |
其他名稱
 
數據庫參考
| 太陽系外行星百科全書 | 太陽系外行星百科全書 | data |
| SIMBAD | SIMBAD | data |
室女座59b（59 Virginis b或GJ 504 b），是一顆環繞室女座恆星室女座59的太陽系外行星，屬於類木行星。天文學家葛原真幸等人於2013年使用位於夏威夷毛納基山天文台的口徑8米的昴星團望遠鏡以直接攝影法拍攝到它。該行星表面可能是洋紅色。
發現

2011到12年間，昴星團望遠鏡大規模系外行星及行星盤普查計畫（Strategic Exploration of Exoplanets and Disks with Subaru，SEEDS）就已拍攝到室女座59b的影像。該計畫是天文學家以口徑8.2米的昴星團望遠鏡進行該計畫以搜尋和確認巨大行星和星周盤的存在。2013年2月葛原真幸將發現該行星的論文送交《天文物理期刊》，同年7月該論文被接受，並且在出版前預印本在 ArXiv 公開。
行星狀態

室女座59b的光譜形式相當於晚期 T 型或早期 Y 型，表面有效溫度510+30
−20 K，遠低於先前以直接攝影法拍攝到的其他系外行星。它的質量大約是4.0+4.5
−1.0 MJup。它是直接拍攝到的系外行星中最古老的之一，年齡約1到5億年。
室女座59b和它的母恆星在天球上的角距離約2.5角秒，代表兩者相距43.5天文單位。該距離幾乎是木星和太陽距離的9倍，因此這樣的巨大行星如何形成對現有的行星形成理論造成挑戰。
註釋

↑  儘管部分太陽系外行星的名稱是來自母恆星的佛蘭斯蒂德命名法編號，例如飛馬座51b、室女座61b、室女座70b等；發現該行星的發現者卻不使用類似名稱（即室女座59b），而是依照母恆星在格利泽近星星表中編號「GJ 504」將它稱為「GJ 504 b」。
參考資料

1 2 3  Kuzuhara, M.; M. Tamura, T. Kudo, M. Janson, R. Kandori, T. D. Brandt, C. Thalmann, D. Spiegel, B. Biller, J. Carson, Y. Hori, R. Suzuki, A. Burrows, T. Henning, E. L. Turner, M. W. McElwain, A. Moro-Martin, T. Suenaga, Y. H. Takahashi, J. Kwon, P. Lucas, L. Abe, W. Brandner, S. Egner, M. Feldt, H. Fujiwara, M. Goto, C. A. Grady, O. Guyon, J. Hashimoto, Y. Hayano, M. Hayashi, S. S. Hayashi, K. W. Hodapp, M. Ishii, M. Iye, G. R. Knapp, T. Matsuo, S. Mayama, S. Miyama, J.-I. Morino, J. Nishikawa, T. Nishimura, T. Kotani, N. Kusakabe, T. -S. Pyo, E. Serabyn, H. Suto, M. Takami, N. Takato, H. Terada, D. Tomono, M. Watanabe, J. P. Wisniewski, T. Yamada, H. Takami, T. Usuda. . 2013. arXiv:1307.2886 .  引文使用过时参数coauthors (帮助)
↑  .   [2013-12-31]. （原始内容存档于2013-12-06）.
外部連結

Simbad (GJ 504 b -- Extra-solar Planet Candidate)（页面存档备份，存于）
小笠原美奈

| 世界大學運動會獎牌記錄 |
| --- | --- | --- | --- |
 
代表  日本
籃球
| 1 銀牌 |  2017年臺北 |  女子籃球 |  |
小笠原美奈（日语：／ Ogasawara Mina，1997年6月6日—），日本女子籃球運動員，就讀於拓殖大學商學部，主要位置為小前鋒。
經歷

大田區立志茂田中學校（日语：） - 明星学園高等學校（日语：） - 專修大學 - 拓殖大學
日本代表經歷

2017年威廉·瓊斯盃國際籃球邀請賽
2017年夏季世界大學運動會
參考資料

↑  . AKATSUKI FIVE. 2017-09-07  [2019-02-05]. （原始内容存档于2019-02-07） （日语）.
外部連結

拓殖大学女子バスケットボール部 （日語）
千路站

千路站（日语：／ Chiji eki */?）是位於石川縣羽咋市千路町部（ヘ）11番，西日本旅客鐵道（JR西日本）的七尾線車站。
歷史

1898年（明治31年）4月24日 - 七尾鐵道 津幡臨時停車站（本津幡站的前身） - 七尾站 - 矢田新站（後來為七尾港站）之間開通，同時此站開業。為旅客和貨物車站。
1907年（明治40年）7月1日 - 七尾鐵道根據鐵道國有法（日语：）而國有化。成為帝國鐵道廳（國鐵）車站。
1909年（明治42年）10月12日 - 制定路線名稱，此站成為七尾線車站。
1960年（昭和35年）4月1日 - 終止貨物起卸業務。
1972年（昭和47年）3月15日 - 成為無人車站。
[987年（昭和62年）
4月1日 - 伴隨國鐵分割民營化，車站由西日本旅客鐵道（JR西日本）營運。
12月11日 - 舉行新車站大樓落成典禮。
車站構造

車站是一座地面車站，設有1面1線的單式月台，往七尾方向的列車會開放左邊車門。在月台中央有一條小河流過。
此站是由七尾鐵道部（日语：）管理的無人車站。車站設有車站大樓暨候車室，為一座簡易混凝土建築物，當中設有自動售票機。月台沒有升高，車站大樓與月台有梯級。
從月台一方看見車站大樓
使用狀況

根據「羽咋市統計書」，以下為1日近年平均乘車人次列表：
| 年度 | 1日平均 乗車人次 |
| --- | --- |
2002年: 137
2003年: 139
2004年: 128
2005年: 124
2006年: 124
2007年: 120
2008年: 120
2009年: 110
2010年: 115
2011年: 113
2012年: 112
2013年: 107
2014年: 90
2015年: 90
2016年: 85
2017年: 74
2018年: 67
2019年: 62
車站周邊

車站北邊設有免費停車場。在該處設立了「通勤通學之專用停車場」展示板。
國道249號
朱鷺之台鄉村俱樂部
能登里山海道 - 柳田交匯處（日语：）
邑知潟（日语：） - 白鳥居住地。
註腳

1 2 3 4 5 6 7 8 9  . 週刊朝日百科. 43号 富山駅・高岡駅・和倉温泉駅ほか. 朝日新聞出版. 2013-06-16: 27 （日语）.
相關條目

日本鐵路車站列表 Chi
外部連結

千路｜車站資訊：JR出門網 - 西日本旅客鐵道（日語）
乔治·韦尔林

| 乔治·韦尔林 |
| --- | --- |
出生: 1928年6月2日  伦敦 
逝世: 2013年3月3日  （84歲） 伦敦 
职业: 篮球运动员 
乔治·阿瑟·韦尔林（英語：，1928年6月5日—2013年3月3日），加拿大男子篮球运动员。他曾代表加拿大获得1952年夏季奥运会男子篮球比赛第十三名。他于2013年在安大略省伦敦去世。
参考资料

↑  . International Olympic Committee.   [2021-04-18]. （原始内容存档于2021-04-24）.
↑  . Olympedia.   [2021-04-19]. （原始内容存档于2021-04-25）.
屯門西

| 屯門西  |
| --- | --- |
屯門區議會選區
国家: 中华人民共和国
所在行政区: 屯門區
代號: L2（2023年－）
类型: 屯门区议会选区[*]
人口數量: 168,009 (2021)
选民數量: 108,195 (2023)
選區大小: 屯門公路青田交匯處以南、屯門河以西
現有屯門區議會選區
设置时间: 2024年1月1日
所屬政黨:  民建聯  工聯會
現任議員: 鍾健峰、徐帆
前身选区: 翠興、山景、景興、興澤、悅湖、兆禧、湖景、蝴蝶、富新、樂翠、龍門
投票站: 14個
屯門西（英語：，代號L2）是香港屯門區議會下轄的選區，2023年設立，定為雙議席選區。
範圍

現時選區包括屯門的西南部，屯門公路青田交匯處以南、屯門河以西一帶，與其接壤的選區有屯門東、屯門北、元朗區議會的天水圍南及屏廈選區以及離島區議會的離島選區。
投票站設有十四個，分別位於馬錦明慈善基金馬可賓紀念中學、山景社區會堂、大興社區會堂、仁愛堂陳黃淑芳紀念中學、大興體育館、南屯門官立中學、世界龍岡學校劉德容紀念小學、東華三院辛亥年總理中學、蝴蝶灣社區中心、新屯門中心社區中心、中華基督教會何福堂小學、香港路德會增城兆霖學校、龍鼓灘村公所、龍逸社區會堂。
現時選區包括屯門的西南部，屯門公路青田交匯處以南、屯門河以西一帶，與其接壤的選區有屯門東、屯門北、元朗區議會的天水圍南及屏廈選區以及離島區議會的離島選區。
沿革

2023年香港選舉改革將區議會所有單議席選區取消，屯門區定為三個雙議席選區，共選出六席民選議員。屯門西選區由原有單議席的翠興、山景、景興、興澤、悅湖、兆禧、湖景、蝴蝶、富新、樂翠、龍門選區合併而成。
2023年區議會選舉，估算人口有168,009人，選民有108,195人，吸引到四人參選。
歷屆議員

| 選區名稱 | 屆別 | 議員 | 政治聯繫 | 政治聯繫 | 議員 | 政治聯繫 | 政治聯繫 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 屯門西 | 2024年－2027年 | 鍾健峰 |  |  民建聯 | 徐帆 |  |  工聯會 |
歷屆選舉結果

| 政党 | 政党 | 候选人 | 票数 | % | ± |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
|  | 香港政研會 | ①. 鄧德成（德德） | 4,903 | 16.30% |  |
|  | 實政圓桌 | ②. 莊豪鋒 | 7,149 | 23.76% |  |
|  | 民建聯 | ③. 鍾健峰 | 9,426 | 31.33% |  |
|  | 工聯會 | ④. 徐帆 | 8,608 | 28.61% |  |
| 多数票 | 多数票 | 多数票 | 1,459 | 4.85% |  |
資料來源

↑   (PDF).   [2023年8月23日]. （原始内容 (PDF)存档于2023年10月20日） （繁体中文）.  引文格式1维护：未识别语文类型 (link)
↑   (PDF).   [2023年11月17日]. （原始内容 (PDF)存档于2023年12月2日）.
1 2   (PDF). 選舉管理委員會. 2023-07-11  [2023-08-23]. （原始内容存档 (PDF)于2023-10-14）.
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↑   (PDF).   [2023-11-17]. （原始内容存档 (PDF)于2023-12-02）.
客庄內

| --- | --- |
客庄內
漢字: 
白話字: 
台語羅馬字: 

客庄內，是臺灣臺南市白河區的一個傳統地域名稱，位於該區中西部。相較於今日行政區，其範圍大致包括庄內里不含東端及西端、外角里。
本地區境內主要聚落為客庄內。
歷史

台灣日治初期，客庄內地區為一街庄，稱為「客庄內庄」（舊制街庄），隸屬於下茄苳南堡。該庄昔日北邊及東邊北段與埤仔頭庄為鄰，東邊南段及南邊隔白水溪與糞箕湖庄為鄰，西邊為店仔口街。
1901年（日治明治三十四年）11月11日，全台廢縣廳改設二十廳，該庄隸屬於鹽水港廳。1904年（明治三十七年）4月1日，該庄編入「店仔口區」，隸屬於鹽水港廳。1906年（明治三十九年）4月1日，鹽水港廳內管轄區域調整，該庄仍隸屬於「店仔口區」。1909年（明治四十二年）10月25日，全台合併二十廳為十二廳，店仔口區改隸屬於嘉義廳。1920年（大正九年）10月1日，全台地方制度大改正，廢十二廳改設五州二廳，該庄改制為「客庄內」大字，隸屬於臺南州新營郡白河庄（新制街庄）。1943年10月，白河庄升格為白河街。
戰後白河街改制為白河鎮，隸屬於臺南縣，大字亦改制為里。1950年（民國39年）10月25日，雲、嘉、南分治，白河鎮仍隸屬於臺南縣。2010年（民國99年）12月25日，臺南縣、市合併為直轄臺南市，白河鎮改制為白河區。
聚落

本地區發展較早的聚落為客庄內，在日治期初期的官方地圖上已有記載。
交通

國道3號又稱「福爾摩沙高速公路」，是貫穿臺灣西部的兩條縱向高速公路之一，經過本地區東北角，並在東南側境外不遠處的市道172號交會處設有白河交流道，由此可快速前往國道3號沿線各地。
市道165號是後庄至官田的道路，經過本地區西北部。由該道路北行可前往嘉義縣水上鄉東部、中埔鄉西部下六地區的後庄，並止於省道台18線路口；南行繞過白河市區西側可前往東山區、六甲區、官田區，並止於省道台1線路口。
區道南94線是白河至林仔內的道路，其西側端點（起點）位於本地區西部略偏南的邊界地帶。
學校

白河商工（東側一小部分，其餘位於本地區西鄰白河地區境內）
參考文獻

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乞伏延祚

乞伏延祚，西秦宗室，陇西鲜卑人，是西秦国王乞伏归的兒子。
431年夏国皇帝赫连定派叔父北平公韦伐率军一万攻打西秦王乞伏暮末据守的南安城。南安城中饥馑，人相食。西秦侍中、征虏将军出连辅政，侍中、右卫将军乞伏延祚，吏部尚书乞伏跋跋等，逃出城去，投降了夏国。
参考资料

《资治通鉴》宋纪
二氯化三羰基钌二聚体

| 二氯化三羰基钌二聚体 |
| --- | --- |

别名: hexacarbonyldi-μ-chlorodichlorodiruthenium
识别
CAS号: 22594-69-0  Y
PubChem: 10951331
ChemSpider: 21171219
SMILES:    O#C[Ru+2]1([Cl-])(C#O)(C#O)[Cl-][Ru+2]([Cl-])(C#O)(C#O)(C#O)[Cl-]1 
性质
化学式: C6Cl4O6Ru2
摩尔质量: 512.02 g·mol−1
若非注明，所有数据均出自标准状态（25 ℃，100 kPa）下。
二氯化三羰基钌二聚体是一种有机钌化合物，化学式为[RuCl2(CO)3]2，它是黄色固体，可用于合成其它钌化合物。
合成与反应

二氯化三羰基钌二聚体可由三氯化钌的甲氧基乙醇热溶液的羰基化反应得到。
它与其聚合态处于平衡状态：
它和氢氧化钾在醇中反应，生成十二羰基三钌。
它和甘氨酸反应，生成三羰基氯化甘氨酸钌(II)。
阿萊克斯·比達爾

| 0 | 1 | 2 | 3 |
| --- | --- | --- | --- |
 攝於2015年
個人
全名:  Aleix Vidal Parreu
出生日期:   (1989-08-21) 1989年8月21日（35歲）
出生地點:  西班牙巴爾斯
身高:  1.77米（5英尺10英寸）
位置:  翼鋒/右閘
青年隊
2000–2001:  UE巴爾斯（英语：）
2001–2002:  巴塞羅那
2002–2003:  FC坎夫里爾斯
2003–2004:  塔拉戈納體操
2004–2006:  皇家馬德里
2006–2007:  雷烏斯
2007–2008:  西班牙人
2007–2008:  → CF達姆
職業*
| 年份 |  球隊 |   |  （） |
| 2007 |  雷烏斯 |  1 |  (0) |
| 2008–2009 |  西班牙人B隊 |  2 |  (0) |
| 2009 |  → 潘斯拉基科斯 (外借) |  8 |  (0) |
| 2009–2010 |  拉波夫拉德馬富梅特（英语：） |  31 |  (7) |
| 2009 |  塔拉戈納體操 |  1 |  (0) |
| 2010–2011 |  馬略卡B隊 |  35 |  (6) |
| 2011 |  阿爾梅里亞B隊 |  1 |  (2) |
| 2011–2014 |  阿爾梅里亞 |  120 |  (17) |
| 2014–2015 |  塞維利亞 |  31 |  (4) |
| 2015–2018 |  巴塞罗那 |  30 |  (3) |
| 2018–2021 |  塞維利亞 |  23 |  (0) |
| 2019–2020 |  → 阿拉维斯 (外借) |  29 |  (2) |
| 2021–2023 |  西班牙人 |  56 |  (2) |
‡
| 2015 |  西班牙 |  1 |  (0) |
| 2013–2019 |  加泰羅尼亞 |  4 |  (0) |
 * 職業次數與數僅計算國內聯賽部份 最後更新於：28 July 2019 ‡ 次數和數 最後更新於：11 December 2015
阿萊克斯·比達爾·帕瑙（西班牙語：；1989年8月21日—）是一位西班牙足球運動員。在場上的位置是翼鋒，可兼任右閘。他也代表加泰羅尼亞聯隊參賽。
但巴塞隆拿因为2015年非法签入未成年球员，被罚两个转会窗不能买卖新球员，因此两名新球员阿尔达·图兰及阿萊克斯·比達爾要到2016年一月才可注册上阵。
參考資料

↑  . FC Barcelona. 30 December 2013  [15 September 2014]. （原始内容存档于2016-03-03）.
乔治·霍奇森

乔治·里奇·霍奇森（英語：，1893年10月12日—1983年5月1日），加拿大男子游泳运动员。他曾在1912年夏季奥运会游泳比赛中获得男子400米自由泳和1500米自由泳金牌。
参考资料

↑  Evans, Hilary; Gjerde, Arild; Heijmans, Jeroen; Mallon, Bill;  et al. . Olympics at Sports-Reference.com. Sports Reference LLC.   [4 September 2016]. （原始内容存档于2020-04-17）.
宇宙距离尺度

关于宇宙學中距離的各種定義，请见「」。
淺綠方格：適用於恆星形成星系的技術。
淺藍方格：適用於第二星族星星系的技術。
淺紫方格：幾何距離技術。
淺紅方格：行星狀星雲亮度函數技術，適用於室女座超星系團的所有族群。
黑色實線：已妥善校準的距離階梯。
黑色虛線：未確定校準的距離階梯。
宇宙距離階梯（也稱為銀河系外星系距離尺度）是天文學家用以決定天體距離的一系列方法。只有那些距離地球「足夠近」（大約在一千秒差距內）的天體，才有可能直接量測距離。測量更遙遠天體距離的技術，都是奠基於對近距離天體量測方法之間的關聯。有幾種方法依賴標準燭光：已知光度的幾種天體。
階梯類比之所以出現，是因為沒有一種技術可以量測天文學中的所有長度。天文學家採用了複合方案來替代，有方法可以量測附近天體的距離，也有另一種方法可以量測距離稍遠一點的天體，還有一種方法可以量測距離更遠一點的天體，依此類推。這就像階梯一樣，每一階都能升到更高；每種方法與前一種都會有重疊的部分，因此前一種方法可以為下一種方法提供校準，讓天文學家可以測量出越來越遙遠天體的距離。
直接測量法

在階梯的最底部是最基本的距離測量法，這些方法沒有對觀測天體做任何物理假設，而是直接測量距離。精確測量恆星位置是天體測量學的一部分。
直接測量法 > 天文單位

条目：天文單位
天文單位，即地球和太陽之間的平均距離，是直接測量法的基礎。克卜勒定律提供了不同繞日物體間的精確軌道大小比值，但沒有提供軌道整體大小的量測。雷達用來量測地球軌道和另一天體軌道的距離。根據此測量值和精確的行星軌道距離比，可計算出地球軌道的大小。地球軌道的精確度已經達到數公尺的等級，相當於精確度達到千億分之一(6989100000000000000♠1×10−11)。
歷史上，金星凌日的觀測對確定天文單位至關重要；在20世紀前半段，觀測小行星也很重要。目前地球軌道的高精度測量，是使用雷達測量地球與金星和其他接近地球的小行星的距離，還有追蹤在軌道上環繞太陽和在太陽系行星間空間運行的太空船。
直接測量法 > 視差

条目：視差
参见：恆星視差和秒差距
源自三角學的視差是量測距離最重要的基礎。當地球繞太陽運行時，附近恒星的位置會在較遠的背景上發生輕微的移動。這個位移的角度是一等腰三角形的頂角，等腰三角形的底邊為2天文單位 （地球繞太陽軌道的極端位置間的距離），腰邊為恆星與地球間的距離。這個位移相當小，並且隨著距離的增加而減少。1角秒的變化相當1秒差距（3.26光年）的距離。天文學家通常用秒差距來表示距離；在一般的場合與媒體上則流行用光年。
由於距離越遠視差的值越小，所以只適用於測量鄰近地球的恆星。這些恆星必須要足夠近，其視差角才會在測量精度之上。視差測量只能達到毫弧秒的精確度。在1990年代，例如依巴谷卫星任務，獲得超過10萬顆恆星的視差，精度約1毫弧秒，提供有用的恆星距離為數秒差距到數百秒差距。現在，哈伯太空望遠鏡的第三代廣域照相機（WFC3）有可能提供20到40微弧秒的精確度，從而使少數恆星的可靠距離測量達到5,000秒差距（16,000光年）。在2018年，來自蓋亞任務發布的第二批資料，對大多數比視星等15等更亮的恆星，可以達到同樣的距離精確度。
恆星相對於太陽的運動導致自行（橫向跨越天空）和徑向速度（朝向或遠離太陽的運動）。前者可以通過繪製恆星在許多年中的位置變化來確定，後者則測量沿視線運動引起的恆星光譜都卜勒位移得到確認。對有著相同光譜類型與相似星等範圍的一群恆星，可以從相對於自行與逕向速度的統計分析得到平均視差。 統計視差這種方法，對於距離超過50秒差距的亮星和包括造父變星和天琴座RR型變星等明亮的變星，都非常有用。
太陽在空間中的運動提供了一條更長的基線，可以增加視差法的準確性，稱為長期視差法。對於銀河盤面中的恆星，這相當於每年平均4天文單位的基線，對銀暈中的恆星是每年40天文單位。經過數十年，這個基線可比傳統視差法使用的日地基線高出幾個數量級。不過，因為觀察天體的相對速度未知，長期視差法的不確定性也隨之上升。當應用在多恆星的樣本時，因為精確度反比於樣本數量大小的平方根，可以減少不確定性
。
移動星團視差法，是由在鄰近的星團中的一顆恆星的運動，來測量星團距離的一種技術。只有疏散星團的距離近到可以使用這種方法。特別是畢宿星團的距離測量，在歷史上是距離階梯中重要的一步。
在特殊的情況下，可以對個別的其它天體進行基本的距離估計。如果一個擴張中的氣體雲，像是超新星殘骸或行星狀星雲，在觀察一段時間之後，可以根據擴張視差估計其距離。但是這樣的測量會因觀測物體偏離球形而有誤差。聯星，若同時是視聯星和光譜聯星，也可以通過類似的方法估計它們的距離，並且沒有前述幾何學上的不確定性。這些方法的共同特性是在測量上結合了角運動與絕對速度（通常是通過觀察都卜勒效應）。可計算物體要多遠，才能以這樣的絕對速度下顯示出觀察到的角運動，來得到物體的距離。
特別的是膨脹視差可以給出非常遙遠天體的基本距離估計，這是因為超新星的噴發物有著很大的擴張速度和尺寸（相較於恆星）。此外，可以用電波干涉儀測量非常小的角運動。結合這些，可以經由對超新星的測量，做為估計其宿主星系距離的基礎測量。膨脹視差雖然有價值，但卻非常罕見。所以它們經常是做為距離階梯上重要的驗證工具，而不是測量距離本身的主要工具。
標準燭光法

幾乎所有用來做為距離指標的天體，都屬於具有已知亮度的類形。通過將比較已知的光度與觀察天體所得的亮度，可以使用平方反比定律計算出天體的距離。這些已知亮度的天體被稱為"標準蠟光" ，由亨麗埃塔·史旺·勒維特所引入。
天體的亮度可以用其絕對星等來表示。這個量是從10秒差距的距離觀察所得光度的對數導出的。視星等是觀測者所看到的亮度（使用的儀器是輻射熱測量計），可用來與絕對星等一起來計算出數秒差距內的天體的距離，公式如下：
或
此處，m是視星等，M是絕對星等，d是距離。這個結果要準確，視星等與絕對星等的測量波段要相等，且該天體在徑向（視線方向）上無相對運動。
一些修正，像是星際消光是必要的。星際消光會使天體看起來黯淡和偏紅，特別是對位於滿是灰塵或氣體區域方向上的天體。天體的視星等和絕對星等之間的差別叫做距離模數，天文上的距離，特別是星系際的，有時會以兩者並列的方式呈現。
標準燭光法 > 問題

所有標準燭光法都有兩個問題。主要的一個問題是校準，就是如何確定標準燭光的絕對星等。這包括定義的類別要有足夠多的成員可供識別，並且能夠發現足夠多的距離和絕對星等都夠精確的成員。第二個問題是同類成員的辨識，而不是錯誤的使用不屬於該類天體的標準燭光來校準。在最極限的距離，也就是最希望可作為距離指標的距離，識別問題可能會相當的嚴重。
標準燭光主要的一個重大議題是它們到底有多標準的質疑不斷出現。例如，所有的觀測似乎都表明，已知距離的Ia超新星具有相同的亮度（經光變曲線修正後）。距離與亮度的密切關係下方有詳述。然而，距離遙遠的Ia超新星與鄰近的Ia超新星可能有著不同的性質。使用Ia超新星在確定宇宙模型時至關重要。如果在遠處的Ia超新星真的有著不同的性質。也就是說，如果將校準外推到任意距離上是不正確的，忽略這種變化可能會嚴重的危害到宇宙參數的重建，特別是在物質密度參數的重建[需要解释]。
從使用造父變星測量距離的歷史來看，這不只是一個哲學上的設想問題。在1950年代，沃爾特·巴德發現，做為標準燭光校準的造父變星，在近距離的類型與用來測量鄰近星系距離的是不同類型。附近的造父變星是第一星族星，比遠處的第二星族星有著較高的金屬量。結果是，第二星族星實際上比人們所認為的還要明亮；在修正後，球狀星團和鄰近星系的距離，以及銀河系的直徑都倍增了。
標準警鈴

緻密雙星的旋近所發射出的引力波擁有某些很有用的特性，例如，這種引力波的波強與波型強烈地與雙星系統的啁啾質量有關。從觀測波型，可以準確地估算出啁啾質量。知道啁啾質量與觀測到的波強，就可以給出波源距離。由於引力波不會因傳播途中的宇宙介質而被消光，因此，引力波源是標準警鈴，其不需要宇宙距離梯度，也不需要實驗校準，只需要假定廣義相對論正確無誤。.
假若引力波事件也可以用光學探測器觀察到，則可以從觀察到的電磁輻射的都卜勒紅移估算出哈勃常數。
標準尺

另一類物理距離指標是標準尺。在2008年，宇宙學的參數測量似乎可以給出星系直徑的標準尺。這個方法利用在宇宙早期的重子聲學振盪（BAO，baryon acoustic oscillation）：在原始電漿中的聲學振盪幅度不會超過在所有的尺度內都存在的小結構尺度。然後，在電漿中的非均質性促成重力組織了絲狀結構和空洞。因此，宇宙的空洞尺度不會超過BAO能夠給予它們的大小。這種方法需要廣泛的調查星系才能看出其尺度。為測量暗能量擴張效應的WiggleZ星系巡天能夠解決這種尺度。
光回波也可以作為標準尺。
星系距離指標

参见：距離測量 (宇宙學)
除了少數例外，以直接測量為基礎的距離只到在千秒差距，這仍被限制在我們的銀河系之內。超過這個之外的距離，測量是依據物理學上的假設，也就是，這一類天體的分佈是足夠均勻的，因此以這些成員用於估計距離是有意義的。
物理學的距離指標，使用在日益增大的距離尺度，包括：
力學視差：使用目視聯星的軌道參數測量系統的質量和質光關係推斷其亮度。
食聯星：在過去十年，已經可以使用8米等級的望遠鏡測量食聯星的基本參數，這樣就可以將他門作為距離指標。最近，它們被用來直接測量大麥哲倫星系、小麥哲倫星系、仙女座星系和三角座星系的距離。以食聯星直接測量距離的方法在300萬秒差距的距離內可以達到5%的精確度，可以了解到這是現行技術中一種可行的方法。
天琴座RR變星：是一種紅巨星，可以用在銀河系和鄰近球狀星團的距離測量。
下面4種距離指標適用於老年恆星族群（第二星族星）：
紅巨星分支技術（TRGB）距離指標
行星狀星雲亮度函數（PNLF）
球狀星團亮度函數（GCLF）
表面亮度起伏（SBF）
在星系天文學，X射線暴射（在中子星表面的熱何閃爍）是有用的標準燭光。有時觀測X射線暴射可以顯示X射線譜的擴張半徑。因此，以X射線暴射峰值的通量可以計算出一顆質量已知（常用的假設是1.5太陽質量）中子星相對應的愛丁頓亮度。這種方法可以測量一些低質量X射線聯星的距離。低質量X射線聯星在光學領域是非常暗淡的，使它們的距離很難測量。
星際恆星邁射：可以用來導出星系或超星系中一些發出邁射天體的距離。
造父變星和新星。
在星系團中單獨的星系。
塔利-費舍爾關係
法貝爾-傑克遜關係
Ia型超新星：它們有非常確定的最大絕對星等和與其相關的光度曲線，用來測量銀河系外星系的距離，可以達到數百萬秒差距之遙。一個值得注意的特例是SN 2003fg，"香檳超新星"，一顆性質不尋常的超新星。
紅移和哈伯定律。
星系距離指標 > 主序星擬合

當一群恆星的絕對星等被描繪成赫羅圖相對於恆星的光譜類型，就能發現相對於質量、年齡、和組成的恆星演化模式。在實務上，當氫燃燒的期間，恆星的分布的曲線在圖中稱為主序帶。通過測量這些恆星光譜的屬性，可以在赫羅圖上確定恆星在主序帶上的位置，並從而估計出恆星的絕對星等。比較視星等和絕對星等的差值，再經過因為氣體和塵埃對亮度造成的星際消光修正，就可以逼近要測定的距離。
在受到重力約束的星團，像畢宿星團，恆星形成的年齡相近，而且有著相近似的距離。這允許相對來說更精確的主序星擬合，提供年齡和距離的測定。
系外星系距離尺度

| 方法 | 不確定的單獨星系（星等） | 至室女座星系團的距離（Mpc） | 範圍（Mpc） |
| --- | --- | --- | --- |
| 古典造父變星 | 0.16 | 15 - 25 | 29 |
| 新星 | 0.4 | 21.1 ± 3.9 | 20 |
| 行星狀星雲亮度函數 | 0.3 | 15.4 ± 1.1 | 50 |
| 球狀星團亮度函數 | 0.4 | 18.8 ± 3.8 | 50 |
| 表面亮度波動 | 0.3 | 15.9 ± 0.9 | 50 |
| D - σ關係 | 0.5 | 16.8 ± 2.4 | > 100 |
| Ia型超新星 | 0.10 | 19.4 ± 5.0 | > 1000 |
河外星系距離規模是今天的天文學家用來確定超越我們銀河系的宇宙，以傳統方法不容易獲得距離的一系列技術。有些程序利用到某些的天體特性，像是恆星、球狀星團、星雲和整個的星系。其它的方法是基於更多的統計和概率的事情，像是整個星系團。
系外星系距離尺度 > 威爾遜-巴甫效應

条目：威爾遜-巴甫效應
利用已知的分光視差效應，奧林·威爾遜和外努·巴甫（英语：）在1956年發現威爾遜-巴甫效應。某些恆星在它們的吸收/發射譜線上有著容易計算絕對星等的特徵點；有些譜線直接顯示天體的大小，像是鈣的K吸收線。利用距離模數可以從星等計算恆星的距離：
雖然理論上這種方法可以計算的距離可以達到700萬秒差距，但通常只能應用在數十萬秒差距遠的恆星。
這種方法只適用比15等亮的恆星。
系外星系距離尺度 > 古典造父變星

超越威爾遜-巴甫效應，下一種方法依賴古典造父變星周光關係，這是亨麗愛塔·勒維特首度發現的。下面的關係式可以用來計算銀河系和河外星系的古典造父變星距離：
有幾個問題使造父變星作為標準燭光的運用變得複雜，並引發積極的辯論，其中主要有：天然和線性周光關係的零點和斜率兩者都會受到金屬量的衝擊和通過頻帶的影響，光度計的汙染（材質）和造父變星在距離上的因消光（通常是未知的）產生的變化等造成的影響。
這些未解決的問題導致在測距時引用的哈伯常數數值在60km/s/Mpc和80km/s/Mpc之間。解決此一差異是天文學的首要問題之一，從宇宙的宇宙參數或許勉強可以提供更精確的哈伯常數值。
造父變星是愛德溫哈伯在1923年得到仙女座星系是河外星系，不是銀河系內相對較小星雲的關鍵工具。它當時計算M31的距離是285,000秒差距，今天的距離是770,000秒差距。
當檢測更遙遠的距離，在獅子座內的螺旋星系NGC 3370，有著迄今發現距離最遠的變星，2,900萬秒差距。造父變星沒有變法完美的指示距離：近距離的星系誤差可以達到7%，最遠的誤差達到15%。
系外星系距離尺度 > 超新星

有幾種不同的方法可以用超新星測量距離，在這裡介紹的是最常用的。
系外星系距離尺度 > 超新星 > 測量超新星的光球層

我們可以假設一顆擴張中的超新星是球對稱的。如果這顆超新星的距離夠近，則我們可以測量光球層擴張的角度，θ（t），我們可以使用公式：
此處ω是角速度，θ是擴張的角度。為了獲得精確的測量，有必要以Δt的間隔在不同的時間觀測，我們可以利用
此處d是超新星的距哩，Vej超新星噴發物的徑向速度（如果是球對稱，可以假設Vej'等於Vθ）。
這種方法只有在超新星夠接近時才能使用，以便能準確的測量光球。同樣的，氣體殼的膨脹事實上暨不是完美的球對稱，也不是完美的黑體。此外，星際消光也會妨礙光球測量的精確度。這些問題因為超新星的核心塌縮會進一步的惡化。所有這些因素使得距離的誤差會高達25%。
系外星系距離尺度 > 超新星 > Ia型超新星光度曲線

Ia型超新星是確定星系距離最好的方法之一。當一顆白矮星開始從伴星的紅巨星吸積質量時，就會启动产生Ia型超新星的过程，白矮星的質量最終會达到錢德拉塞卡極限，即 1.4M_{\odot }。
这时，這顆白矮星會變得不穩定，並經歷失控的核融合反應。因為所有的Ia型超新星都在相同的質量下爆炸，因此绝对星等幾乎都一樣。這造成了非常有用的標準燭光，所有的Ia型超新星有著相同的颜色——藍色和可見光星等
因此，當觀測到爆發中的Ia型超新星，如果可以測到它的峰值星等，就可以計算出距離。這並不需要實質上直接補獲超新星在峰值時的規模，使用多色光度曲線形狀法（MLCS），將光度曲線的形狀（在初始爆炸之後合理的時間內）與絕對星等參數化的家族曲線比較以確定最大亮度。這種方法也需要考慮到來自氣體和塵埃的星際消光。
同樣的，延伸法的光度曲線範本適合特定的超新星星等光度曲線。這個範本，相對於不同的波長（MLCS）只是一些在時間上被延伸（壓縮）的不同光度曲線。通過使用延展因數，可以測量出星等的峰值[來源請求]。
使用Ia型超新星是最準確的方法之一，特別是因為在遙遠星系的超新星，比造父變星更遠上500倍的距離，也可以被看見（它們的光度可以與所在的星系匹敵）。天文學家花了許多時間淬鍊這種方法，目前的誤差只有5%，相當於0.1星等的不確定性。
系外星系距離尺度 > 超新星 > 新星測量距離

也可以用與超新星非常相似的方法，用新星導出河外星系的距離。這是新星的最大光度與可見光的光度下降2星等時間的直接關係。它們的關係如下：
此處 {\dot {x}}是新星星等延伸的時間，描述的是最初2星等的下降平均率。
在新星暗淡之後，它們的亮度大約與最亮的造父變星相同，因此這兩種方法可以測量的最大距離相同，大約都是2,000萬秒差距。這種方法在星等上的誤差大約是± 0.4。
系外星系距離尺度 > 球狀星團亮度函數

以來自室女座星系團的遙遠星系，比較球狀星團（位於星系暈）光度為基礎的方法，球狀星團亮度函數帶有的不確定性大約是20%（或0.4星等）。
美國天文學家威廉·阿爾文·鮑姆首度試圖用球狀星團測量橢圓星系的距離。他假設星系中最亮的球狀星團有著相同的亮度，比較室女座A星系和仙女座星系中最亮的球狀星團。知道仙女座星系的距離，他假設有值接的關聯性，就可以估計室女座A的距離。
鮑姆只使用單一的球狀星團，但個別的單位往往欠缺標準燭光。加拿大天文學家拉辛使用球狀星團亮度函數（GCLF，the globular cluster luminosity function）可以導出更好的近似值。球狀星團亮度與星等的函數關係值如下：
此處m0折讓星等，M0是室女座球狀星團的星等，σ分散~ 1.4星等。
很重要的是必須記住他的假設是在宇宙中所有的球狀星團有著大約相同一致的光度。沒有通用的球狀星團發光函數能適用於所有的星系。
系外星系距離尺度 > 行星狀星雲亮度函數

類似於GCLF法，相似的數值分析可以使用在遙遠星系內的行星狀星雲（注意要使用多個）。荷蘭·科爾和大衛·詹納在1970年代末期首次提出行星狀星雲亮度函數（PNLF）。他們建議所有的行星狀星雲有著相似的最大本質亮度，現在的計算是M = -4.53。這會使它們成為潛在的確河外定星系距離的標準燭光。
天文學家George Howard Jacoby和他在學院的夥伴，稍後提出PNLF函數方程式的等式：
此處N（M）是行星狀星雲的數量，有著絕對星等M。M*相當於是星等最亮的星雲。
系外星系距離尺度 > 表面亮度起伏法

下面的方法處理的是星系整體的固有屬性。這些方法，雖然有不同的誤差百分比，但是有能力估計1億秒差距以外的距離，不過仍是較常應用在銀河系內。
表面亮度起伏（SBF）法需要利用裝在望遠鏡上的CCD相機。在星系表面的亮度因為在空間起伏，相機中的一些圖元接收到的星星將會比其它的圖元多。但是，隨著距離的增加圖像會變得越來越平滑。分析從一個圖元致另一個圖元的星等變化直接關係到星系的距離。
系外星系距離尺度 > D-σ關係

D-σ關係，使用在橢圓星系，將橢圓星系的角直徑（D）和速度瀰散度聯繫在一起。為了瞭解這種方法。精確的描述D的內容是很重要的。更精確的說，它是以20.75B星等弧 ^{-2}水準的星系角直徑導出表面亮度。這種表面亮度與星系至我們的實際距離無關。相反的，D是與星系的距離成反比，以d表示。因此，這種關係不會被當成標準燭光；相反的，D提供了標準尺。D和σ的關係是
此處，C是一個取決於星系團距離的常數。
這種方法有可能成為最強的星系距離計算工具，也許會超過塔利-費舍爾關係的方法。然而迄今，橢圓星系還不足以提供足夠的亮度通過其它的技術來校準，例如造父變星。相反的，使用更多粗糙（原生）的方法來完成校準。
重疊和提升

一連串的距離指標，像是距離的階梯，須要能確定至其它星系的距離。原因是這些天體的亮度在這些距離上可以辨識和測量，但是在近距離卻是罕見或是完全沒有，由於距離近到可以作為三角視差校準指標的例子太少。例如，造父變星，是在鄰近的螺旋星系中最佳的距離指標之一，但不能滿意的單獨由視差來校準。不同的族群中不能擁有所有不同類型的恆星，使形勢進一步的複雜化。造父變星是獨特的大質量恆星，生命期短，所以它們只能在最近還有恆星形成的地方被發現。結果是，因為橢圓星系通常沒有大規模的恆星形成，所以那兒沒有造父變星。取代的是，必須使用老年恆星的族群（像是新星和天琴座RR變星）。但是天琴座RR變星不若造父變星般明亮（所以不能如造父變星在那麼遠的距離上被看見），而新星在程序上是不可預知的，需要細緻－和好運氣－的監控程式，在目標星系中觀測到足夠多的新星，才能很好的估計距離。
因為距離更遠的宇宙階段的階梯決於近距離的階梯，更遠的階段的，包括系統的和統際的誤差，都會受到較近階梯誤差的影響。結果是，這些誤差傳播的結果意味著天文學上的距離很少會和其他科學的同級別在測量上有著相同的精確度，各類型的天體距離越遙遠精確度也就越低。
另一個關注的問題，尤其是對非常明亮的標準燭光，是它們的"標準"：它們的絕對星等同質性是怎樣的規模。對於這一些不同的標準燭光，有些的同質性是基於恆星形成的理論和星系和恆星演化，因此在這些主題方面的因素也是不確定的。對最明亮的距離指標，Ia型超新星，它們的同質性是很貧乏的[來源請求]；然而，沒有其他類別的天體是亮到族已驗證如此遙遠的距離，所以使用這樣的類別只是因為沒有其他的可以選擇。
哈伯定律是觀測的結果，星系遠離我們而去的距離和速度的比率是宇宙距離階梯的產品。哈伯觀測到越暗淡的星系有越大的紅移。發現哈伯常數的值，是許多天文學家在假設和測量星系紅移與校準宇宙距離階梯上，工作數十年的結果。哈伯定律的主要意義是我們估計類星體的距離和星系的距離，是無法用個別的指標得到結果的。
相關條目

太空主题
距離測量 (宇宙學)
標準尺
數量級 (長度)
秒差距
書目提要

An Introduction to Modern Astrophysics, Carroll and Ostlie, copyright 2007.
Measuring the Universe The Cosmological Distance Ladder, Stephen Webb, copyright 2001.
Pasachoff, JM & Filippenko, AV, The Cosmos: Astronomy in the New Millennium（页面存档备份，存于）, Cambridge: Cambridge University Press, 4th edition, 2013 ISBN 9781107687561.
The Astrophysical Journal, The Globular Cluster Luminosity Function as a Distance Indicator: Dynamical Effects, Ostriker and Gnedin, May 5, 1997.
An Introduction to Distance Measurement in Astronomy, Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0.
外部連結

The ABC's of distances (UCLA)（页面存档备份，存于）
The Extragalactic Distance Scale（页面存档备份，存于） by Bill Keel
The Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale（页面存档备份，存于）
The Hubble Constant（页面存档备份，存于）, a historical discussion
NASA Cosmic Distance Scale（页面存档备份，存于）
PNLF information database（页面存档备份，存于）
The Astrophysical Journal（页面存档备份，存于）
在澳洲首都領地坎培拉國家科技館（英语：），此雕像「天文學家」展現了使用視差法來測量距離。這是利用耶魯-哥倫比亞折射鏡（望遠鏡，c1925）的方位圈和燒毀的其它部分製造的。這架望遠鏡原本安裝在斯壯羅山天文台，於2003年坎培拉大火被燒毀
恒星視差是地球周年運動引起的視差。視差角是頂角的一半
視差測量可能是瞭解宇宙中最難以捉摸的三個組成部分：暗物質、暗能量和微中子的重要線索
哈伯精密的距離測量，已將銀河系中可以測量的恆星距離擴展了10倍
在星系NGC 4526（左下的亮點）的超新星SN 1994D。影像由NASA、ESA、哈伯關鍵計畫團隊、和高Z超新星搜尋團隊
星系團
于格·迪博斯克

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|  于格·迪博斯克 |  于格·迪博斯克 |  于格·迪博斯克 |  |
| 獎牌記錄 | 獎牌記錄 | 獎牌記錄 |  |
男子游泳
| 代表  法國 | 代表  法國 | 代表  法國 |  |
| 奧林匹克運動會 | 奧林匹克運動會 | 奧林匹克運動會 |  |
|  |  2004年雅典  | 100米蛙泳 |  |
|  |  2008年北京  | 100米蛙泳 |  |
|  |  2008年北京  | 200米蛙泳 |  |
| 世界錦標賽 | 世界錦標賽 | 世界錦標賽 |  |
|  | 2005年蒙特婁 | 100米蛙泳 |  |
于格·迪博斯克（法語：，1981年8月29日—），生于圣洛，法国游泳运动员。
迪博斯克于2000年起开始代表法国出战国际比赛，并曾在雅典奥运会和北京奥运会上获得三枚蛙泳铜牌。2008年，他在欧洲短池游泳锦标赛上获得了100米蛙泳冠军。
參考文獻

↑  .   [2007-07-22]. （原始内容存档于2006-05-09）.  （页面存档备份，存于）
↑  .   [2007-06-09]. （原始内容存档于2007-01-28）.  （页面存档备份，存于）
小头海豹属

| 小头海豹属 |
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贝加尔海豹（Pusa sibirica）

科学分类 
界：: 动物界 Animalia
门：: 脊索动物门 Chordata
纲：: 哺乳纲 Mammalia
目：: 食肉目 Carnivora
演化支：: 鰭足類 Pinnipedia
科：: 海豹科 Phocidae
亚科：: 海豹亚科 Phocinae
族：: 海豹族 Phocini
属：: 小头海豹属 Pusa Scopoli, 1771

模式種
环斑海豹 Pusa hispida 
小头海豹属（学名：Pusa）也称环斑海豹属，是哺乳纲食肉目海豹科的一属，包含3个物种：
| 图片 | 学名 | 中文名 | 分布 |
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|  | Pusa caspica | 里海海豹 | 里海 |
|  | Pusa hispida | 环斑海豹 | 北冰洋和大西洋北部、太平洋北部海域 |
|  | Pusa sibirica | 贝加尔海豹 | 贝加尔湖 |
密尔沃基疗法

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密尔沃基疗法（英語：）是一种治疗人類感染狂犬病的試驗治疗方法。该治疗使用化学药物使病人进入诱导昏迷（英语：）状态，同時给予抗病毒药物治疗。该治疗方法由小罗德尼·威洛比（Rodney Willoughby Jr.）在成功治愈珍娜·吉西（Jeanna Giese）后进一步发展并命名。吉西是威斯康辛州的一名学生。至今为止，世界上在未接种狂犬疫苗的情况下狂犬病发病后仍然存活的人只有两名，而她是其中的第一名。