b站图床链接规范

Author: Guiny-Time

source/_posts/嫦娥奔月，这次她要做什么？.md

@@ -16,8 +16,8 @@ copyright_author: '斎藤信'
 
   我们分别从发射前和发射后来看看。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/2940fe10186b5b8edaa05df74f99af27deb4cf1f.jpg@453w_527h_progressive.webp"/>
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/2d18dfc56011aa32f127e9ef6dd58d359bce5409.jpg@818w_543h_progressive.webp"/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/2940fe10186b5b8edaa05df74f99af27deb4cf1f.jpg"/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/2d18dfc56011aa32f127e9ef6dd58d359bce5409.jpg"/>
 
 # 发射前：
 
@@ -32,7 +32,7 @@ copyright_author: '斎藤信'
 
 &emsp;&emsp;嫦娥5号预计将在月球表面采样2千克左右，分别采取月球表面的小岩石和月表之下两米处左右的岩芯。嫦娥5号所降落的蒙斯姆鲁克火山平原位于风暴之海的西部边缘地区，可能含有仅12.1亿岁的玄武岩岩石，而此前阿波罗任务所带回的月壤，平均年龄在31亿岁到44亿岁之间，通过这些年轻的地质样品，我们有望能获得月球火山晚期活动的有价值信息。除了完成月球采样之外，嫦娥5号还将执行11个技术科研项目，包括验证大型运载火箭、地月转移轨道飞行、近月制动、环月飞行、月面上升和下降、月球轨道交汇对接、环月等待、月地转移、以第二宇宙速度再入大气层等。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/221304767e1fa0abd4cd1bf5b8d4bdb9de9b6873.jpg@942w_629h_progressive.webp" width=600/>
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/54a04dd35e4cbfd08ee7fe7bfe8b6de93bbe0a04.jpg@942w_630h_progressive.webp" width=600/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/221304767e1fa0abd4cd1bf5b8d4bdb9de9b6873.jpg" width=600/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/54a04dd35e4cbfd08ee7fe7bfe8b6de93bbe0a04.jpg" width=600/>
 
 

source/_posts/恒星不“恒”——简谈恒星的运动和位置变化.md

@@ -50,7 +50,7 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   地球处于不断的运动之中，自转、公转，甚至还包括跟随太阳在银河系中的运动，这些都让我们在观察遥远光源时出现光行差现象，其中对实际观测影响最大的是地球公转造成的周年光行差。如图3所示，θ是运动方向与光源方向的夹角，地球的运动使我们观测到这一角度变成φ，光行差也就是θ - φ。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/85c590424590720d1bd80f4dab24325df2f2d0ee.png@831w_1022h_progressive.webp" width=400/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/85c590424590720d1bd80f4dab24325df2f2d0ee.png" width=400/>
 <center><font size=2px color=grey>运动方向与光行差示意图</font></center>
 
 &emsp;&emsp;地球绕太阳的公转速度约29.8 km / s，而当速度v远小于光速c时，光行差的大小可以简单地用v sin θ / c计算，当速度与光速垂直时，周年光行差有最大值20.5″。自转产生的周日光行差比周年光行差小两个数量级，而绕银河系运动的光行差虽然较大但周期极长（2亿年），短期内可不考虑。

source/_posts/深空天体表简介.md

@@ -3,7 +3,7 @@ tags: ['天文学','天体表','梅西耶','科德维尔','科普组第24小组'
 title: 深空天体表简介
 date: '2020-03-22 13:53:08'
 categories: '天文学'
-cover: https://i0.hdslb.com/bfs/article/e713a60ba96b792c2ad1236e10ce4185ff1425b6.jpg@942w_1176h_progressive.webp
+cover: https://i0.hdslb.com/bfs/article/e713a60ba96b792c2ad1236e10ce4185ff1425b6.jpg
 copyright_author: '丛雨'
 ---
 
@@ -13,14 +13,14 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   说起深空天体星表，最广为人知的恐怕非梅西耶天体表莫属了。它由法国的天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）主编，合计收录了110个深空天体，包含12个星云（其中的M 1蟹状星云为梅西耶天体中唯一的超新星遗迹）、57个星团（28个球状星团和29个疏散星团）、40个星系，以及一个被错误收录的双星M 40。天文爱好者耳熟能详的一众著名天体，诸如仙女座星系M 31、猎户座星云M 42、昴星团M 45等都属于梅西耶天体。 梅西耶其实是一个彗星爱好者，他在搜寻彗星的生涯中，发现了一些类似但却并非彗星的天体，进而编辑了这份最早发表于1771年的星表。当时梅西耶只整理了45个天体，到1781年时，人们参考了他与皮埃尔·梅尚的观测记录，将其扩充到了103个，后来天文学家又陆续将其完善。 值得一提的是，身处法国的梅西耶，自然不可能观测到全天所有的目标，也因此梅西耶天体都位于赤纬约36°以北。这是一份适合北半球的爱好者探索的天体表，每逢3月下旬附近，诸多天文友人往往会挑选一个晴朗无月光影响的夜晚，体验一场被称作“梅西耶马拉松”的视觉盛宴，借助望远镜挑战一晚上寻找全部的梅西耶天体。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/e713a60ba96b792c2ad1236e10ce4185ff1425b6.jpg@942w_1176h_progressive.webp" width=550/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/e713a60ba96b792c2ad1236e10ce4185ff1425b6.jpg" width=550/>
 <center><font size=2px color=grey>梅西耶天体</font></center>
 
 # 科德维尔天体表（Caldwell Catalogue，编号C）
 
 &emsp;&emsp;科德维尔天体并不像梅西耶天体那样赫赫有名，它收录了南天和北天的109个较为明亮且未被梅西耶天体表收编的深空天体，包括25个星云（其中超新星遗迹2个、暗星云1个、行星状星云13个）、43个星团、35个星系，另有6个星团和星云的组合天体，由英国的业余爱好者兼科普作家帕特里克·科德维尔穆尔爵士（Sir Patrick Caldwell-Moore）编录于1995年。其中比较著名的譬如北天英仙座的双星团（C 14）、金牛座的毕星团（C 41），以及我们也许不太熟悉的南天的船底座大星云（C 92）、球状星团杜鹃座47（C 106）。 作为梅西耶星表的补充，科德维尔天体必然不会具有M编号，反之亦然。它添加了许多南天的深空天体，北半球的我们若想探清它们的全貌会有些困难。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/6950387cc09ef8833d5b82e6eb2990bcdcbb223c.jpg@942w_1044h_progressive.webp" width=550/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/6950387cc09ef8833d5b82e6eb2990bcdcbb223c.jpg" width=550/>
 <center><font size=2px color=grey>科德维尔天体</font></center>
 
 # 星云和星团新总表（New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars，编号NGC） 

source/_posts/白矮星的形成与演化.md

@@ -12,7 +12,7 @@ copyright_author: '丛雨'
 
   天狼星是地球夜空中最亮的恒星，每年冬季我们都可以看到它的身影。1844年，德国天文学家兼数学家贝塞尔（F. Bessel）通过计算发现，天狼星实际上应该是一个双星系统，它有一颗与太阳质量相当的伴星。但由于这颗伴星极其暗弱，人们长久以来并未能发现它，直到1862年才拍摄到了这颗亮度只有天狼星千分之一的伴星的照片，后来又获得了其光谱，人们才终于开始认识这种新的天体——白矮星。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/faeac7c7042beb9e5bc2dd738709e86d4ee358b5.jpg@942w_746h_progressive.webp" width=550/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/faeac7c7042beb9e5bc2dd738709e86d4ee358b5.jpg" width=550/>
 <center><font size=2px color=grey>X射线波段的天狼星及其伴星</font></center>
 
 # 类太阳恒星的末期演化
@@ -21,14 +21,14 @@ copyright_author: '丛雨'
 
 &emsp;&emsp;随着恒星核心氢聚变的进行，燃料逐渐枯竭，一颗主要由氦构成的核心的质量逐渐增加，它会在引力的作用下逐渐收缩，温度、压强和密度也不断提升，恒星慢慢步入红巨星阶段。此后恒星的演化分为两种情况：第一种，中等质量恒星核心的温度较高，能够达到氦的点火温度，于是开始氦聚变成碳的3α反应；第二种，小质量恒星核心温度不足以发生氦的聚变，这使得核心无法依靠辐射压力来与引力抗衡，于是便进入电子简并状态，以电子简并压来对抗引力收缩。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/5fd3b84c45c2b47a76b1e1fe06ce8d84e164032b.jpg@942w_512h_progressive.webp" width=600/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/5fd3b84c45c2b47a76b1e1fe06ce8d84e164032b.jpg" width=600/>
 <center><font size=2px color=grey>恒星内氢和氦的聚变过程</font></center>
 
 &emsp;&emsp;何为简并压力？我们知道由费米子组成的系统，同一个微观量子态最多只能允许一个粒子存在（泡利不相容原理），比如电子简并气体的每个能级最多存在两个电子（两个不同的自旋方向），其他的电子会被排斥，这种费米子之间的排斥力就是简并压力。在简并气体里，由于较低的能级很快就被占满了，故大多数粒子的能量远大于它们在普通气体里的，这一高的能量也对应了高的动量，因此粒子动量交换所产生的的压力也远远超过通常气体的压力，能够抵抗更强的引力，支撑起核心更大的密度。理论计算表明，电子简并压的大小与密度有关，并且在同样的密度和温度下，质量越小的粒子越容易简并，所以恒星核心首先进入简并状态的是电子。
 
 &emsp;&emsp;简并核心的进一步收缩会使其温度继续上升，质量在0.5~2.3倍太阳之间的小质量恒星，最终核心还是会达到氦的聚变温度，开启氦的爆炸式燃烧，即“氦闪”。这之后，简并状态解除，随着核心氦的燃烧殆尽，它们会和中等质量恒星一样，产生一个主要由碳和氧构成的核心，此时的恒星已经到达它们生命的最后一个阶段——渐近巨星（AGB）。同样地，碳氧核心随后也会发生电子简并现象，此时它已经具备一颗白矮星的雏形。巨大的光度和强烈的星风使其外壳的物质大量损失，最终只留下一颗独立的碳氧白矮星，抛射出去的物质则形成行星状星云。而质量小于0.5倍太阳的恒星，它们的核心温度始终无法引起氦的聚变，最终的演化结果是一颗氦白矮星。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/a263d0823985b5ce7a7fc5e234d3661fe1ab7109.jpg@770w_978h_progressive.webp" width=350/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/a263d0823985b5ce7a7fc5e234d3661fe1ab7109.jpg" width=350/>
 <center><font size=2px color=grey>不同质量恒星的演化</font></center>
 
 # 白矮星的结构和特点
@@ -41,12 +41,12 @@ copyright_author: '丛雨'
 
 &emsp;&emsp;如果白矮星是密近双星系统中的一员，当伴星演化至生命末期，外层膨胀到充满洛希瓣之后，伴星的物质会经由第一拉格朗日点流向白矮星并被吸积。白矮星后续的发展与吸积的速率有很大关系：如果吸积速率过低，被吸积的氢会在白矮星的表面以失控的方式进行聚变反应，通过新星爆发，将原先吸积的物质重新喷发出去，并有可能重复这一过程形成再发新星；如果吸积速率过高，富氢包层将快速膨胀，白矮星反而会重新成为一颗渐近巨星。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/aa3be7eba8eaba19dd39c1233ba77f00d6261c39.jpg@942w_563h_progressive.webp" width=550/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/aa3be7eba8eaba19dd39c1233ba77f00d6261c39.jpg" width=550/>
 <center><font size=2px color=grey>密近双星中的白矮星吸积伴星物质</font></center>
 
 &emsp;&emsp;稳定的白矮星吸积过程只会存在于一个很窄的吸积速率范围内，当白矮星的质量增加到接近钱德拉塞卡极限时，将发生热核爆炸。这一过程释放的热量大于白矮星维持静力学平衡所需的能量，因此结果是毁灭性的，白矮星将粉身碎骨，成为Ia型超新星。Ia型超新星的前身星具有大致相同的质量（钱德拉塞卡极限），因此它们爆发后也有着相近的光度和绝对星等，是天文学中测量天体距离的标准烛光之一。
 
-<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/7ee242b433b00534f192b6fb5ece9af5e45d7aaf.jpg@942w_1011h_progressive.webp" width=550/>
+<img src="https://i0.hdslb.com/bfs/article/7ee242b433b00534f192b6fb5ece9af5e45d7aaf.jpg" width=550/>
 <center><font size=2px color=grey>星系NGC 2525左侧的Ia型超新星</font></center>
 
 &emsp;&emsp;虽说白矮星的爆发一般不会有遗留物存在，但也有例外。如果双星系统中的两颗子星都是白矮星，引力波辐射会使系统损失角动量，最终二者靠的足够近，发生合并现象。数值模拟表明，两颗白矮星中密度和质量较小的那颗会完全解体，并被另一颗白矮星吸积。如果吸积过程的速率较高，碳点火后的聚变产物对电子的俘获反应会导致压强下降，从而引发恒星坍缩，最终演化为一颗中子星。