周光益成都市农技协，我的世界挖矿应注意哪些事项

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1，我的世界挖矿应注意哪些事项
2，鱼缸中的银鲨为何不停的撞玻璃
3，我的快件啊
4，我的书呢看图说话
5，段子里面求点赞为的是什么啊
6，行星与太阳之间的半径
7，科学家是怎样确定天体距离的

1，我的世界挖矿应注意哪些事项

1四周光亮度不能太低（太低会背后产怪之类的）2留有一定的路标以防出去不记得路或者不小心躺了重新回去捡东西3不确定的时候可以用石头封路或者保证背后安全4常备一桶水（高空落地，着火，遇上末影人等等都会很有用的）大概就想到这些

我的世界挖矿应注意哪些事项

2，鱼缸中的银鲨为何不停的撞玻璃

我的原来也是~但换过鱼缸后就好些了~建议你换个大些的渔缸~再看看别人怎么说的。

1.看你养多久了，如果没多久，那就是它还是有点受惊，没有适应罢了，等时间长了就好了，你是多大的银鲨？2.你的鱼缸背面最好贴张海底风景画，如果是四周光玻璃的，它也有可能会这样。

鱼缸中的银鲨为何不停的撞玻璃

3，我的快件啊

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我的快件啊

4，我的书呢看图说话

叮铃铃上课铃打响了，每个人都坐好了。老师来了，老师高兴地说：“大家都带动物百科书了吗？”教室里响起了“带了”两个字，老师看大家都那么积极就让大家一个一个来讲一讲。先让谁来讲一讲呢？周光说：“我先来。”莉莉又说：“我先来。”后来，大家都让小明先来，小明非常开心。小明打开自己的书包翻了一整遍，也没有看到他自己的图书。小明心里想：“我的书呢？明明是带来的呀，怎么不见了？”老师有点生气就让小明先坐下，小明心里委屈极了。下课了，杜真樱走过来找小明，好像有什么心事。杜真樱说：“很抱歉，其实你的那本《动物图优》的书是我拿的。”小明问：“你为什么要拿我的书呢？”杜真樱说： “我没带书，课间时我看你有这么一本书，我就很羡慕，便偷走了。小明，请你原谅我好吗？真的很对不起。”小明看杜真樱这样说也就原谅了他，小明说：“没关系，你以后不要乱拿别人的东西了，这样不好。你如果喜欢就送给你这本书吧。”杜真樱说：“真的吗？”小明点点头说：“对。”小明发现，杜真樱笑了，他也笑了。

下课铃声响了，同学们都来到了操场上玩游戏，这时数学张老师抱了一大堆作业本和数学用具还有一个橙色的杯子，正要去办公室改作业呢! 当她走过操场的时候，小兰看见了立刻跑过去跟张老师说:“老师您辛苦了，我来帮您拿作业本吧。”老师说:“好啊，你就帮我拿杯子和三角板吧。”于是小兰就帮老师把东西送到了办公室，她就高高兴兴去玩了。

5，段子里面求点赞为的是什么啊

1、美女：“工资就像大夷妈：一个月一次，一周左右就没了。”网友：“担心不准时，最怕不来。”“一怀孕就没了！”“到了退休年龄，立马没了！”“周光族！”“到时间不来就心慌。”“自己掌握就准，要他来就来。”“多少只有自己知道。”2、1.生活寂寞化；2.理想杯具化；3.游戏通宵化；4.艳照自拍化；5.食物恐惧化；6.证书造假化；7.女人爷们化；8.男生娘们化；9.活着虚拟化；10.婚姻闪烁化。3、思想教育课，教员说到备课的要求：“吃透上面的，摸清下面的，最后拿出自己的。”4、女人当官的两种最佳条件：一、睡她的男人厉害；二、睡她妈的男人厉害。5、有一个美国记者问金日城：“你们一直对外都说朝鲜好，朝鲜好，既然朝鲜好，那朝鲜人为什么还要往外国跑呢？”金日城没有说话，只是走到窗前打开了窗子，意味深长地说：“你看，外面的空气这么好，但苍蝇为什么总要往厕所跑？”6、你是一个小萝卜，没有你的坑，你就得努力寻找你的坑，找不到，你就变成了萝卜干。7、“三七少女节”，这个创意不错，一日之后就过“三八妇女节”8、一个男孩对女孩说，我们一人出5毛，我们就一块了。我们一人出6毛，我们就一块二了。我们一人出7毛就一块四（死）了。

你是不是在网吧里玩的？并且是网维大师的？如果是的话，那个就是一个进程文件，如果你删除了，就不能从网维大师里进，要从网盘里面才能进，如果不删除，就可以从网维大师里进，这个只是一个快捷方式罢了，，亲自试过，刚开始以为是病毒，最后查也没事，我删除后才知道这些结论

6，行星与太阳之间的半径

对于较近的天体（500光年以内）采用三角法测距。 500－－10万光年的天体采用光度法确定距离。 10万光年以外天文学家找到了造父变星作为标准，可达5亿光年的范围。更远的距离是用观测到的红移量，依据哈勃定理推算出来的。造父变星一类高光度周期性脉动变星，典型星为仙王座δ，中名造父一。光变周期约50天，但也有超过的，如银河系经典造父变星武仙座BP的周期为83.1天；小麦哲伦云中的经典造父变星周期长达二百天。造父变星可见光波段的光变幅度为0.1到2个星等，光谱由极大时的F型变到极小时的G-K型。它们的光变曲线正好是变星大气视向速度曲线的镜像反映，即极小光度对应着极大视向速度。光度和光变周期之间存在着密切关系，成为周光关系。这种关系可用来建立天体的距离尺度，利用造父变星的周光关系来测定天体距离是天文学中非常重要的课题，只要在星团或星系中发现有造父变星，就可以确定星团或星系的距离，因此，造父变星有“量天尺”之称。参考资料：吴国盛《科学的历程》

恪守开普勒的恒星定律。这是您熟知的。

http://baike.baidu.com/view/438816.htm#

行星与太阳之间存在斥力。行星与太阳间既有引力作用，又有斥力作用，就像分子间既相互吸引，又相互排斥。当分子间的距离等于10^-10m时，引力等于斥力，分子处于平行位置。也就是说，当行星与太阳间的引力与斥力一直相等时，行星与太阳会一直处于平行位置，不会相撞。

7，科学家是怎样确定天体距离的

从地球出发首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线），那么这个三角形就可以被完全确定。天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学关系可以得出： r=a/sinθ 由于恒星的周年视差通常小于1°，所以（使用弧度制）sinθ≈θ。如果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206 265a/θ。通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（a.u.）。只要测量出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然，周年视差不一定好测。第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时的观测条件的限制。天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好望洋兴叹了。星等的关系星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（m）有一个简单的关系： 5lg r=m-m+5 这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m）和绝对星等（m），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视差法。绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了造父变星有两种：经典造父变星和室女座w型造父变星，它们有不同的周光关系。天琴座的rr型变星也具有特定的周光关系，因此也可以用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。向红端移动人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的光的频率会变低。 1929年，哈勃（hubble，e.p.）提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视向退行速度和距离成正比：v=hd.这样，通过红移量我们可以知道星体的推行速度，如果哈勃常数h确定，那么距离也就确定了（事实上，哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数h）。这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。回到地球不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，其他的测量就都成了空中楼阁天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学家就可以大胆的测量遥远的星辰了。

http://zhidao.baidu.com/question/6969573.html天文学家利用三角视差法、分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等，测定恒星与我们的距离。恒星距离的测定，对研究恒星的空间位置、求得恒星的光度和运动速度等，均有重要的意义。离太阳距离在16光年以内的有50多颗恒星。其中最近的是半人马座比邻星，距太阳约4．2光年，大约是40万亿千米。三角视差法测量天体之间的距离可不是一件容易的事。天文学家把需要测量的天体按远近不同分成好几个等级。离我们比较近的天体，它们离我们最远不超过100光年（1光年＝9.46?1012千米），天文学家用三角视差法测量它们的距离。三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点，地球绕太阳公转的轨道直径的两端是这个三角形的另外二个顶点，通过测量地球到那个天体的视角，再用到已知的地球绕太阳公转轨道的直径，依靠三角公式就能推算出那个天体到我们的距离了。稍远一点的天体我们无法用三角视差法测量它和地球之间的距离，因为在地球上再也不能精确地测定他它们的视差了。移动星团法这时我们要用运动学的方法来测量距离，运动学的方法在天文学中也叫移动星团法，根据它们的运动速度来确定距离。不过在用运动学方法时还必须假定移动星团中所有的恒星是以相等和平行的速度在银河系中移动的。在银河系之外的天体，运动学的方法也不能测定它们与地球之间的距离。造父视差法（标准烛光法）物理学中有一个关于光度、亮度和距离关系的公式。S∝L0/r2 测量出天体的光度L0和亮度S，然后利用这个公式就知道天体的距离r。光度和亮度的含义是不一样的,亮度是指我们所看到的发光体有多亮，这是我们在地球上可直接测量的。光度是指发光物体本身的发光本领，关键是设法知道它就能得到距离。天文学家勒维特发现“造父变星”，它们的光变周期与光度之间存在着确定的关系。于是可以通过测量它的光变周期来定出广度，再求出距离。如果银河系外的星系中有颗造父变星，那么我们就可以知道这个星系与我们之间的距离了。那些连其中有没有造父变星都无法观测到的更遥远星系，当然要另外想办法。三角视差法和造父视差法是最常用的两种测距方法，前一支的尺度是几百光年，后一支是几百万光年。在中间地带则使用统计方法和间接方法。最大的量天尺是哈勃定律方法，尺度达100亿光年数量级。哈勃定律方法 1929年哈勃(Edwin Hubble)对河外星系的视向速度与距离的关系进行了研究。当时只有46个河外星系的视向速度可以利用，而其中仅有24个有推算出的距离，哈勃得出了视向速度与距离之间大致的线性正比关系。现代精确观测已证实这种线性正比关系 V = H0×d 其中v为退行速度，d为星系距离，H0=100h0km．s-1Mpc（h0的值为0<h0<1）为比例常数，称为哈勃常数。这就是著名的哈勃定律。利用哈勃定律，可以先测得红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν=V/C求出V，再求出d。哈勃定律揭示宇宙是在不断膨胀的。这种膨胀是一种全空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者都会看到完全一样的膨胀，从任何一个星系来看，一切星系都以它为中心向四面散开，越远的星系间彼此散开的速度越大。参考资料：http://www.xici.net/b568524/d31734477.htm

天体测量方法 2.2.2光谱在天文研究中的应用人类一直想了解天体的物理、化学性状。这种愿望只有在光谱分析应用于天文后才成为可能并由此而导致了天体物理学的诞生和发展。通过光谱分析可以：(1)确定天体的化学组成；(2)确定恒星的温度；(3)确定恒星的压力；(4)测定恒星的磁场；(5)确定天体的视向速度和自转等等。 2.3天体距离的测定人们总希望知道天体离我们有多远，天体距离的测量也一直是天文学家们的任务。不同远近的天体可以采不同的测量方法。随着科学技术的发展，测定天体距离的手段也越来越先进。由于天空的广袤无垠，所使用测量距离单位也特别。天文距离单位通常有天文单位(AU)、光年(ly)和秒差距(pc)三种。 2.3.1月球与地球的距离月球是距离我们最近的天体，天文学家们想了很多的办法测量它的远近，但都没有得到满意的结果。科学的测量直到18世纪（1715年至1753年）才由法国天文学家拉卡伊(N.L.Lacaille)和他的学生拉朗德(Larand)用三角视差法得以实现。他们的结果是月球与地球之间的平均距离大约为地球半径的60倍，这与现代测定的数值（384401千米）很接近。雷达技术诞生后，人们又用雷达测定月球距离。激光技术问世后，人们利用激光的方向性好，光束集中，单色性强等特点来测量月球的距离。测量精度可以达到厘米量级。 2.3.2太阳和行星的距离地球绕太阳公转的轨道是椭圆，地球到太阳的距离是随时间不断变化的。通常所说的日地距离，是指地球轨道的半长轴，即为日地平均距离。天文学中把这个距离叫做一个“天文单位”(1AU)。1976年国际天文学联合会把一个天文单位的数值定为1.49597870×1011米，近似1.496亿千米。太阳是一个炽热的气体球，测定太阳的距离不能像测定月球距离那样直接用三角视差法。早期测定太阳的距离是借助于离地球较近的火星或小行星。先用三角视差法测定火星或小行星的距离，再根据开普勒第三定律求太阳距离。1673年法国天文学家卡西尼(Dominique Cassini)首次利用火星大冲的机会测出了太阳的距离。许多行星的距离也是由开普勒第三定律求得的，若以1AU为日地距离，“恒星年”为单位作为地球公转周期，便有：T2＝a3。若一个行星的公转周期被测出,就可以算出行星到太阳的距离。如水星的公转周期为0.241恒星年，则水星到太阳的距离为0.387天文单位(AU)。 2.2.3恒星的距离由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法： (1)三角视差法河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差(p)，则较近的恒星的距离D可表示为： sinπ＝a/D 若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距(pc)，则有：D=1/π 用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10,000多颗恒星。天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距(pc)外，还有光年(ly)，即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是： 1秒差距(pc)＝206265天文单位(AU)＝3.26光年＝3.09×1013千米 1光年(1y)＝0.307秒差距(pc)＝63240天文单位(Au)＝0.95×1013千米。 (2)分光视差法对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等(m)就可以得到距离。 m - M= -5 + 5logD. (3)造父周光关系测距法大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。 1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。 (4)谱线红移测距法 20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长(l)比相应的实验室测知的谱线的波长(l0)要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。谱线红移的流行解释是大爆炸宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米／(秒·兆秒差距)。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离.