人人网军理
网络社交平台对大学生人际关系的影响——以人人网为例
网络社交平台对大学生人际关系的影响——以人人网为例网络社交平台对大学生人际关系的影响——以人人网为例随着互联网的普及，网络社交平台逐渐成为人们日常生活的一部分。
特别是在大学生群体中，网络社交平台的使用已经变得非常普遍。
本文将以人人网为例，探讨网络社交平台对大学生人际关系的影响。
一、提供广阔的社交交友平台网络社交平台为大学生提供了一个广阔的社交交友平台。
通过人人网这样的社交平台，大学生可以方便地找到并认识更多志同道合的朋友。
无论是校内同学、其他学校的同龄人还是兴趣爱好相同的人，都有机会在网络社交平台上结识。
这种交友方式的便利性让大学生们可以更加积极主动地拓展自己的社交圈子，尤其对于内向的大学生来说，网络社交平台可以帮助他们更好地融入社会。
二、增进人与人之间的交流和了解网络社交平台为大学生提供了一个交流和了解彼此的平台。
通过人人网上的个人主页、动态、相册等功能，大学生们可以主动展示自己的生活动态和兴趣爱好，让其他人更好地了解自己。
同时，也可以通过查看他人的个人资料和动态，了解他人的兴趣爱好和行为方式。
这样的交流和了解可以加深人际关系，让大学生们更加互相熟悉，建立更加牢固的友谊。
三、减少人际交往的时间和空间限制传统的社交方式需要面对面的交流，而网络社交平台则减少了人际交往的时间和空间限制。
通过人人网这样的社交平台，大学生们可以在任何时间、任何地点与其他人进行交流，不再受限于时间和场地的限制。
这种便利性使得大学生们能够更加灵活地与朋友保持联系，同时也方便了他们的日常社交活动。
虽然这样的交流方式可能缺乏面对面的沟通，但在某种程度上却更加适应当代大学生的快节奏生活。
四、增加社交不确定性和虚拟身份的困扰网络社交平台虽然带来了一系列的便利，但也增加了一定的社交不确定性和虚拟身份的困扰。
在人人网这样的平台上，大学生们难以完全了解对方的真实身份和面目。
尽管可以通过查看个人资料和动态等方式了解对方，但这些信息很可能只是对方所希望展示给外界的一面，而非真实的全部。
军理
中国人民公安大学军事理论课论文题目中日钓岛争端之后中日之间的较量学生姓名戴博学号 20132031003313 年级侦查专业经侦方向侦查大队 13 中队 5区队教务处制I中日钓岛争端之后中日之间的较量--近期围绕中日之间各国的比拼与较量摘要：2012年，日本无端“国有化”钓鱼岛，围绕钓鱼岛所展开的中日之间的较量便一刻也没有停息过，最近，又在东海发生了中日军机异常接近事件，并且日本依仗有美国作为其后盾，在国际社会大放厥词。
本人查阅相关资料，并且结合自己想法来阐述围绕钓鱼岛问题相关各国的反应与对策。
关键词：钓鱼岛；日美安保条约；海上军演；军国主义；异常接近；中俄合作II目录一、引言 (1)二、日本及其盟国美国的角度 (1)（一）日本所采取的举动 (1)（二）美国所采取的举措 (2)三、中国及周边邻国的角度 (3)（一）中国所采取的的反制措施 (3)（二）中俄之间的合作 (3)四、结论 (4)参考文献 (5)III一、引言近几年，日本右翼势力呈上升的趋势，尤其是安倍晋三再次上台之后改变策略在钓鱼岛的问题上也越发强硬，并且参拜靖国神社，给世界爱好和平的反法西斯国家和人民造成了巨大伤害。
但是由于美国为了实现“重返亚太”的战略目标，先前申明在钓鱼岛问题上不选边站，而后又宣布钓鱼岛适用于日美安保条约，无疑是在背后为日本站台，以致日本国内不安全因素由此看到契机，放松武器出口三原则，企图解除集体自卫权，使自卫队成为真正的军队，这让周边国家感到不安，中国在应对此问题上坚定立场，毫不退缩，有关国家也有不同的反应，就此我将从各个国家不同的角度来介绍一下当前的围绕钓岛的局势与各国的应对措施。
二、日本及其盟国美国的角度（一）日本所采取的举动2013年12月26日，日本首相安倍晋三参拜了位于东京九段北的靖国神社。
众所周知，日本军国主义发动的侵略战争给中国等亚洲受害国人民带来了深重灾难，也使日本人民深受其害。
日本领导人参拜靖国神社的实质是，美化日本军国主义对外侵略和殖民统治历史，企图颠覆国际社会对日本军国主义的正义审判，挑战二战结果和战后国际秩序。
军理题库2选择题word版(copy自人人网)
《中国国防》章节一、单选题A.独立与进步B.生存与进步C.生存与发展D．独立与发展2、一个国家如果没有可靠的国防，就无法抵制外来的侵略和颠覆，就会在受制于人。
（B）A.主权上B. 政治上、经济上C.国际地位上D．文化上3、美国的首要国防类型是（A）A.扩张型B.自卫型C.联盟型D．中立型4、日本的国防类型是（C）A.扩张型B.自卫型C.联盟型D．中立型5、瑞士的国防类型是（D）A.扩张型B.自卫型C.联盟型D．中立型A.公民B.政府C.军队D．国家7、国防中第一位的、根本性的目的和任务是（D）A.保卫国家的统一B.保卫国家的领土完整C.保障国家的安全D．捍卫国家主权8、我国的国防产生于哪一个朝代（A）A.夏朝B.隋朝C.春秋战国D．商朝9、我国古代国防的时间跨度是（C）A. 夏朝——1949年B.商朝——1911年C. 夏朝——1840年D．商朝——1949年10、我国古代国防的时间跨度前后算起来有近多少年时间（C）A.5000年B.3500年C.4000年D．4500年11、我国古代的国防工程中的城池建筑最早起始于（B）A.夏朝B.商朝C.隋朝D．春秋战国12、民军制度是哪种社会制度时期里的兵制制度（B ）A.原始社会B.奴隶社会C.封建社会D．资本主义社会14、我国历史上第一个辱国丧权的不平等条约是（A）A.中英《南京条约》B.中英《天津条约》C.中法《北京条约》D．中俄《瑷珲条约》A.“马神甫”B.“亚罗号”C.“三元里抗英” D．“禁烟运动”A.“马神甫”B.“亚罗号”C.“三元里抗英”D．“禁烟运动”17、清政府在第二次鸦片战争失败以后，跟英国签订的不平等条约是（B ）A.《南京条约》B.《天津条约》C.《北京条约》D．《瑷珲条约》18、清政府在第二次鸦片战争失败以后，跟法国签订的不平等条约是（C ）A.《南京条约》B.《天津条约》C.《北京条约》D．《中法新约》19、清政府在第二次鸦片战争失败以后，跟俄国签订的不平等条约是（D ）A.《南京条约》B.《天津条约》C.《北京条约》D．《瑷珲条约》A.《南京条约》B.《天津条约》C.《北京条约》D．《中法新约》A.朝鲜B.越南C.印度D．缅甸A.《南京条约》B.《天津条约》C.《北京条约》D．《马关条约》A.150B.160C.170 D．180A.1901B.1911C.1912 D．1914A.五四运动B.妇女解放运动C.文化大革命D．南昌起义A.1927B.1931C.1935 D．1937A.1927B.1931C.1935 D．1937A.政治开明B.军事科技发展C.军队人才培养D．经济发展A.政治开明B.军事科技发展C.军队人才培养D．国家统一、民族团结A.宪法B.国防法规C.兵役法D．国防教育法31、我国国防法规体系的层次中最低的一个层次是（Ｄ）A.基本国防法律B.国防法律C.国防法规 D．国防规章A、国防的主体B、国防的客体C、国防的主体和客体D、军队33、我国古代边防建设的代表——长城始建于（A ）A、春秋战国B、秦汉C、唐D、明34、我国古代海防建设是始于（D ）A、秦朝B、宋朝C、元朝D、明朝35、清朝在甲午战争后开始编练新军，新军采用的兵役制是（D ）A、征兵制B、世兵制C、府兵制D、招募制36、《国防教育法》是哪年开始颁布实施的？（B ）A、2000B、2001C、2002D、200337、新的《兵役法》是哪年开始颁布实施的？（D ）A、1981B、1982C、1983D、1984A、重视边防B、富国强兵C、实边固边D、抵御外来侵略39、我军的军事战略方针是（A ）A、积极防御B、积极准备C、积极训练D、积极预防40、我国国防建设的（B ）成功爆炸了原子弹。
军理论文
网络信息时代，我们如何战争？内容摘要：通过对网络时代的认知，分析在当前形势下一些可能出现的战争样式或者战争武器，对于未来的战争情况做出预测和判断。
关键词：网络时代；信息；战争；高科技如今，我们生活在一个网络时代，这是毋庸置疑的，但是伴随着网络时代一起到来的不仅有便利快捷的生活，在军事方面也会面临更多的挑战与机遇。
如果能够在网络时代掌握新的战争规则和战争手段，那么在战争中也会占据更有利的地位。
一．我们面对的威胁战争与和平是不同的姿态，但是都需要规则来维持，然而在网络时代随着科技的进步，一些规则正在遭受破坏。
而今，随着科技与网络的发展，对远程目标实施暴力的高度复杂的能力以及跨国界实施恐怖主义都暗示着规则的改变。
而网络的发展则是对于一些行动的潜在范围进行了扩大，并且实施者也是越发的隐蔽。
行动的实施者不易被察觉，那么一些行动也就难以加以拦截。
近来，国际社会发现，一些国家越来越喜好无需宣战的隐蔽暴力行为。
比如一些网络上的攻击，再比如远程遥控的长途无人机，这些隐蔽的暴力行为使得一些潜在威胁增加。
先进的计算机病毒传播技术可以让一些黑客来攻击对方的军方网络，破坏掉对方的军工生产或者通信方式，或者更甚获得对方的军事秘密。
而一些国家则会鼓励黑客攻击外国机构从而获得想要的情报，或者攻击一些民企机构从而获得一些商业上的优势，在经济上给对手造成困扰，更有甚者一些国家甚至通过网络攻击来扰乱对方的基础公共设施。
这些网络攻击有时虽然不是致命的一击，但是会对对方国家造成相当大的困扰。
中国一直以来就是遭受网络攻击最严重的国家之一，但是某些西方国家却一直对中国加以指责，一些外国媒体不断炒作中国网络威胁，而“棱镜门”事件的披露则是相当于狠狠打了某些西方国家的一个耳光。
但是与此同时，我们也意识到了信息网络安全的重要。
而从被动防御到主动的去建立健全一个网络安全体系并且积极有效的抵御攻击是一个重要的过程。
面对外国媒体的咄咄逼人的一些指责，我们不仅要积极应对，并且应该主动调查出隐藏在背后的势力。
军事理论2 - 副本
【转自人人网】马荣幸老师的军理重点，没有第三单元第一章中国国防1．国防：国家为防备和抵抗侵略，制止武装颠覆，保卫国家的主权、统一、领土完整和安全所进行的军事活动，以及与军事有关的政治、经济、外交、科技、教育等方面的活动。
国防的主体：国家国防的对象：侵略和武装颠覆国防的目的：①捍卫国家主权②保卫国家领土完整③维护国家安全与稳定④保障国家发展利益国防的手段：军事活动，以及与军事有关的政治、经济、外交、科技、教育等方面的活动。
军事活动为主要手段但不是唯一的手段。
现代国防的类型：扩张型（美国）、联盟型、中立型（瑞典、瑞士）、自卫型（中国）2．国防历史的启示：①经济发展是国防强大的基础②政治开明是国防巩固的根本③国家统一和民族团结是国防强大的关键3．国防法规：调整国防和武装力量建设领域各种社会关系的法律规范的总和一般特征：鲜明的阶级性、高度的权威性、严格的强制性、普遍的适用性、相对的稳定性特殊性：调整对象的军事性、司法适用的优先性、处罚措施的严厉性。
4．《中华人民共和国国防法》于1997年3月14日由第八届全国人民代表大会第五次会议审议通过，国家主席江泽民签署第八十四号主席令公布施行。
《国防法》是根据《宪法》而制定的一部综合性的调整和规范我国国防和武装力量建设的基本部门法，亦称基本法。
5．《中华人民共和国兵役法》规定“中华人民共和国实行义务兵与志愿兵相结合、民兵与预备役相结合的兵役制度”。
应届高校毕业生入伍三种形式：①作为义务兵应征入伍②按军官待遇入伍③作为士官应征入伍6．《中华人民共和国国防教育法》于2001年4月28日由第九届全国人大常委会第二十一次会议通过，国家主席江泽民签署第五十二号主席令公布施行。
2001年8月31日由第九届全国人大常委会第二十三次会议通过，确定每年9月第3个星期六为全民国防教育日。
规定高等学校应设置适当的国防教育课程，实行课堂教学与军事训练相结合。
7．《中华人民共和国人民防空法》于1996年10月29日由第八届全国人大常委会第二十二次会议通过，国家主席江泽民签署第七十八号主席令予以公布，1997年1月1日起施行。
人人网 校内 - 浏览日志 - 各大论文网站账号和密码!不用各位同学注册
人人网校内 - 浏览日志 - 各大论文网站账号和密码！不用各位同学注册了！做论文的的快分享！相册分享日志状态应用列表公共主页人人桌面人人论坛同名同姓人人中学人人影评手机人人网最近使用日志相册分享公共主页礼物状态留言论坛管理我的应用浏览更多应用资料编辑隐私设置应用设置帐户设置默认表情阿狸囧囧熊对不起，该表情为VIP专属留言表情，开通VIP 即可尽情享用。
立即开通首页个人主页装扮好友应用游戏站内信(55)升级VIP充值邀请设置搜索搜索退出日志陈琛陈琛的日志当前日志返回日志首页»较新一篇 / 较旧一篇分享核实过了，大部分是收费网站，共享造福你我他，请不要改密码哈~~~另外个别收费网站的账号密码有过期的了，大家自己试一下吧~关键词：学术资料学术资料账号密码全集汇总有句老话说当你失去的时候才知道去珍惜，当年学校局域网的电子图书馆-中国知识资源总库（CNKI）、维普、万方等免费数...各大论文网站账号和密码！不用各位同学注册了！做论文的的快分享！ 2010-01-22 15:13 | (分类:居家生活)核实过了，大部分是收费网站，共享造福你我他，请不要改密码哈~~~另外个别收费网站的账号密码有过期的了，大家自己试一下吧~关键词：学术资料学术资料账号密码全集汇总有句老话说当你失去的时候才知道去珍惜，当年学校局域网的电子图书馆-中国知识资源总库（CNKI）、维普、万方等免费数据库就摆在面前，但是论文却没下两篇；现在上班了，无论在单位还是在家，想再进这些数据库查论文就太不容易了。
难道真的要缴纳昂贵的费用去下载论文？？抱着对免费资源的无比渴望，我熬了一个通宵整理了下面这些免费下载论文全文或者免费论文数据库帐号密码的途径和方法，大家用了好，记得给点掌声！1、免费知网、万方、维普论文数据库帐号密码：入口地址：帐号密码 whgl whgl ccbupt ccbupt 注册即可获取全文文献！！免费！/kns50/Navigator.aspx?ID=CJFD 知网镜像，有人数限制！花十块钱可以买到顶级论文的地方我的论文发任务尤其适合艺术类计算机类/zhubajie917 注册zhubajie网上去发论文任务:8080/kns50/single_index.aspx 有人数限制！大家用完自觉退出！/kns50/index.aspx cnki直接入口，直接登录，不用帐号！/kns50/ cnki直接入口，2002年后文献/kns50/classical/singledbindex.aspx?ID=9 教育期刊全文文献备注：由于免费资源公布后容易失效，我将在下面网址不定期更新帐号信息：免费论文下载/mianfei.html2、免费国外论文资源入口地址：帐号密码 /pqdweb?RQT=341 proquestpe education https:///login jmittica Greenland/ 注：学术会议，国内外都有，要发论文的可以关注！/ SCI论文检索！/zwqk/ Internet免费全文科技期刊!/lists/freeart.dtlHighWire Press由斯坦福大学HighWire出版社提供，是世界最大的科学免费期刊库，目前可以提供免费全文期刊1000余种,100万多篇免费全文。
乌合之众还是理性群体--以人人网为例探究热点事件如何发酵
收稿 日期 ：２ ０ １ ３ ． １ ０ ． ２ １
作者简 介：王玉婷 ，女，苏州大学凤凰传 媒学院新 闻专业，主要从事新媒体 、大众传播 学研 究；李怡君 ，女，苏州 大学凤凰传媒学 院 广播 与电视新 闻专业，主要从事广 播电视新 闻、传 播学研 究。
今传媒
２ ０ １ ４ 年 第 ４期
媒介 批评
乌舍 之众还是理性群体
以人人 网为例探 究热点事件如何发 酵
王 玉婷 ，李怡君
（ 苏州大学 凤凰传媒学院 ，江苏 苏州 ２ １ ５ １ ２ ３ ）
摘 要 ：随着 新媒体 时代的到来， 网络 已成为青年学 生获取信 息和发表看 法的重要平 台。本文 以“ 李某某涉嫌强奸案” 为例 ，
文章编号：１ ６ ７ ２ — ８ １ ２ ２（ ２ ０ １ ４）０ ４ — ０ ０ ６ ３ ． ０ ２
信 息依赖于媒介 技术，没有传播就没有信息【 ” 。２ ０世纪 大部分 是现 在的校友或者 曾经 的同学。主打话题还是 以校 园
８ Ｏ年代 以来 ，媒介技术 的革 命使得信 息量激增，信 息传播呈 生活为主 ，很多学生组织和社 团会利用人 人网发布通知 ，无
现多元趋势 ，互联网达成 了受众 与媒介双 向传播 的形式 。随 形之 中使得 社交圈局限在 了话题氛 围相 同的校 园中 ，影响 了 着 电脑 、手 机的普及 ，任何人 都可以通过论坛 、博客 、微博 人人 网用户 的信息接收量 。年龄接近 、经 历类 似的青年学生
等形式 发表 言论 ，表 明观 点。现实中可能沉默 的青年学 生在 由此形成 了一个群体 。群体是无名 氏，无 名 氏不需要为他所 虚拟空 间中拥有 了表达 自己的广 阔空间，言论活跃程度 空前 作 的任何事情承 担责任 ，曾经牢 固约束一个人 的责任感荡然
人人网介绍
7
电子邮件广告方面，在用户注册时，应该询 问用户的意愿，如是否愿意接受以及愿意接 受的电子邮件类型。
8
另外由于人人网的受众多以学生为主，所以广 告的传播要文明健康，积极向上，避免不能通 过人人广告的审核标准或是被举报。
9
10
10 跟传统广告形式相比较，社区圈子活动，P2P人际传播活动等这类的软 性广告和活动，更加突出心理效应，推广方式更容易避免受众的抵触心理， 突出与受众之间的关系，更有利于建立口碑，以及独特的品牌认知，达到 品牌的忠诚度提升。当然，网站自身往往也会推出很多的活动，如果企业 品牌结合进行赞助，这时候往往得到的媒体广告资源也会更多。 投放广告后应先关注投放的广告效果，再决定是否继续投放广告，严 格控制预算和出价，控制性价比。若是以日志、相册等方式宣传产品， 也应注意广告投放时间不宜过长，否则容易引起受众的倦怠性以及反 感。
光粉底液就以游戏奖品的形式出现，参与者在潜移默化的形式下接受产品信息，进 对产品及品牌留下印象。
4. 链 接 式 广 告
这种广告的主要功能是提供通向厂商指定的页面或站点的链接服务，形式多 样，一般幅面很小，可以是一个小图片，小动画，也可以是一个提示性的标 题或文本中的热子。只要受众根据自己的兴趣点击任意感兴趣的标题或关键 字，就可以进入链接的页面。人人网登录页面的中部下方位置，有蓝色字体 的“招聘”，就属于文字链接式广告。由于人人网目前的在线群体大多是学 生，也有部分白领阶层，因而在此发布招聘信息具有相当程度的针对性，目 标受众具体，既宣传了产品，同时也为大学生就业提供了机会。
11
由于互联网广告具有传统平面和电视广告不具备的互动性和 参与性，因此要更好的强化自身的角色功能，而不仅仅是简 单的品牌曝光。甚至传统广告可以围绕线上互动活动开展。 12在网友传播时要加以监测和引导，借助于网民自 发自主的传播，信息的传播往往会超出企业主的控 制，如果缺乏有效的监测和引导，往往会适得其反。
Existence of initial data satisfying the constraints for the spherically symmetric Einstein
ing the Vlasov equation and it will be seen that it gives rise to new mathematical
features compared to those cases studied up to now. The second is connected
1 Introduction
The global dynamical behavior of self-gravitating matter is a subject of central importance in general relativity. A form of matter which has particularly nice mathematical properties is collisionless matter, described by the Vlasov equation. It has the advantage that it lacks the tendency observed in certain other models, such as perfect fluids, that solutions of the equations of motion of the matter lose differentiability after a finite time. These singularities of the mathematical model form an obstacle to further analysis and prevent the study of the global dynamical properties of the solutions. Collisionless matter is free from these difficulties and there is a growing literature on global properties of solutions of the Einstein-Vlasov system [1], [8].
Universal unfoldings of Laurent polynomials and tt structures
c 0000 (copyright holder)
1
2
Hale Waihona Puke C. SABBAHIntroduction The notion of a tt structure on a holomorphic vector bundle is now understood, after the work of C. Hertling [7], as an enrichment of that of harmonic Higgs bundle previously introduced by N. Hitchin and C. Simpson. Given the Higgs field Φ and the harmonic metric h on the holomorphic bundle E on a complex manifold M , the new ingredients needed for a tt∗ structure are a real structure on the associated C ∞ bundle H , a holomorphic endomorphism U of E and a C ∞ endomorphism Q of H subject to some compatibility relations. In the following, we relax the condition for h to be positive definite, and only ask that it is Hermitian and nondegenerate. When needed, we will emphasize the positive definite case. It has been much enlightening in two ways to interpret (cf. [31]) harmonic Higgs bundles as variations of polarized twistor structures of weight 0: firstly, it makes the analogy with variations of Hodge structures more transparent and, secondly, it enables one to do geometry with the external parameter z added for this purpose. From this point of view, the relations satisfied by the endomorphisms U and Q in a tt∗ structure appear as expressing the complete integrability of a connection on the twistor bundle. A nearby (purely holomorphic) notion, that of a Saito structure, has emerged from the work of K. Saito [23] and M. Saito [25] as a basic tool to produce Frobenius manifolds from singularities of holomorphic functions. While it is already present in [7], the bridge between these two notions is made more transparent in §1 by the introduction of a potential for the Higgs field. When the tt∗ structure exists on the tangent bundle of M , we speak of tt∗ geometry, which is a generalization of special geometries on M . Of particular interest for us is the case where M is a Frobenius manifold. In such a case, a Saito structure exists on the tangent bundle together with supplementary symmetry properties, giving rise to a commutative and associative product with unit on T M . Adding a tt∗ structure in a compatible way (i.e., with the help of a potential for the Higgs field) leads to the structure of harmonic Frobenius manifold. The main result we report here (cf. Theorem 4.7) is the existence of a canonical harmonic structure on the canonical Frobenius manifold attached to a convenient and nondegenerate Laurent polynomial. Moreover, the corresponding Hermitian form is positive definite. In this survey article, which contains no original result, we first give (§§1 and 2) a quick overview of tt∗ structures, Saito structures and variations of twistor structures (a more detailed exposition can be found in [7] and [9]). In §3, we explain the Fourier-Laplace method for constructing polarized pure twistor structures starting from a variation of polarized Hodge structure. In §4, we show how to apply this technique to the Gauss-Manin connection of a Laurent polynomial, with the help of M. Saito’s mixed Hodge theory [26]. One can find details for the results of §§3 and 4 in [19, 22], and many other results and applications in [9]. Acknowledgements. The author thanks Ron Donagi and Katrin Wendland, organizers of the conference “From tQFT to tt∗ and integrability”, for having given him the opportunity to talk about the contents of this article.
人人网简介
Angela 女 21岁
某大学大二学生 爱好：网上购物，K歌 上人人网时间：晚上，平常用手 机 上人人网频率：每周3～4天 使用人人网主要功能： -通过相册晒自己新淘到的宝贝 -有感触的时候用日志抒发心情 -去好友的主页认识新的帅哥 -玩开心农场和狗狗等APP
自我展示分享 维系好Байду номын сангаас关系
谢谢您的关注
人人网简介越来越多的都市人群因为感觉被社会抛弃而孤独和不安但客观现实又无法逃避于是一种新的需求出现维系真实社会关系的情感需求上人人网找回你的真情人人网中国最大的社会关系网络平台通过社会化的媒体形态让用户更活跃
人人网简介
越来越多的都市人群 因为感觉被社会抛弃而孤独和不安 但客观现实又无法逃避 于是一种新的需求出现
万
礼物送出数 • 平时：13万 13万 • 节庆日：40万 40万
人人新鲜事快速传播方式
人人新鲜事是SNS特有的产品，内容是用 户生成的信息汇总，不但包括了用户日志、 照片等传统行为的展现，更是包括了状态、 评论、参与活动等所有行为的记录，每日 校内可以产生至少8000万的新鲜事。
写日志
才 传照片
人人网持续快速增长
截至2009年10月，人人网注册用户年度增长率达到166.7%， 2010年人人网用户已经增长至1.5亿。
数字看人人
1.6亿 1.6亿
9800万 3700万 9800万 3700万
7亿
2800万 2800万
30万 30万
60分钟 60分钟
人人网 数字
用户在人人网上干什么？ 用户在人人网上干什么？
维系真实社会关系的情感需求
上人人网 找回你的真情
人人网 是？？
中国主流年轻用户 真实社会关系网络版 真实社会关系网络版
关于人人网的介绍与分析
关于人人网的介绍与分析大家好，对于人人网来说大家肯定都不会陌生，几乎我们每个在校生都在使用人人网，对于它，可能有人喜欢有人反感，但是这依然阻挡不住现在年轻人对它的痴迷，那么它的魅力究竟在何处，它是如何在短短的几年间风靡全国，又是如何在各种外界舆论的压力下，保持如此高速稳定的发展，今天且听我给大家细细道来。
一人人网简介：人人网又名校内网是由千橡集团将旗下著名的校校内网更名而来。
最初创立于1999年5月。
2009年8月4日，正式更名为人人网。
人人网是为整个中国互联网用户提供服务的SNS社交网站，（SNS即社会性网络服务，专指旨在帮助人们建立社会性网络的互联网应用服务）。
给不同身份的人提供了一个互动交流平台，提高用户之间的交流效率，通过提供发布日志、保存相册、音乐视频等站内外资源分享等功能搭建了一个功能丰富高效的用户交流互动平台。
二人人网特点：1 网站特点人人网刚建立的时候一个最重要的特点是限制具有特定大学IP地址或者大学电子邮箱的用户注册，这样就保证了注册用户绝大多数都是在校大学生。
用户注册之后可以粘贴自己的照片，撰写日志，签写留言等。
该网站鼓励大学生用户实名注册，上传真实照片，让大学生在网络上体验到现实生活的乐趣。
人人网要发展成为为整个中国互联网用户提供服务的SNS社交网站，给不同身份的人提供了一个全方位的互动交流平台，大大提高了用户之间的交流效率降低了维护用户之间交流的成本，通过提供发布日志、保存相册、音乐视频等站内外资源分享等功能搭建了一个功能丰富高效的用户交流互动平台。
2008年人人网推出开放平台战略以后，人人网和大量的第三方网络公司、编程爱好者为人人网开发了大批量的网页版互联网小应用程序和网页版游戏，大量的社会化的网络游戏为用户之间的互动也提供了更多更丰富的途径，也推动了中国互联网往平台化方向的发展。
2 隐私政策人人网进行注册时，要填写您的真实姓名，E-mail和密码。
选择您的身份，人人网将根据您的身份来决定您的注册方式和资料填写。
军理
雨雪天，激光武器使用效果不佳的原因是受天气干扰，耗散激光束的能量
激光是受激辐射过程中产生的被放大了的光。
足够强的激励源是实现粒子数反转的必要条件。
粒子数反转是受激辐射光放大的必要条件。
夜视技术
主动式红外夜视仪与热成像仪是利用红外线/光实现夜间观察的。
微光夜视仪和主动式红外夜视仪是利用目标反射光线的原理成像的。
运载火箭大多向东发射，这主要是利用地球自转来获取一定的惯性力，降低推进剂的消耗。
人造地球卫星的倾斜轨道倾角为（0 ,180）
以侦测敌人的雷达和电台的位置以及频率等有关参数为主要任务的人造地球卫星叫电子侦察卫星。
气象卫星通常选择在地球同步轨道和太阳同步轨道。
星球大战中能摧毁敌人航天器的卫星叫做拦截卫星。
我军某部发射2 枚GPS制导的地对空导弹，击落了1架来翻的敌侦测机。（F）
反辐射导弹主要是用于攻击敌人防空体系中的地面雷达。（F）
弹道导弹的轨道分为主动段、再入段两段。（F）
航天
某国发射一颗速度为8.8公里/秒，轨道倾角为68°运行的轨迹位于椭圆轨道的侦察卫星。（T）
某国发射一枚远地点高度900公里，近地点300公里，发射速度7.9公里每秒的侦察卫星。（F）
当代夜视技术是利用把目标辐射或反射的红外线转变成人眼可以观察到的可见光；将微光增强到足以看清目标图像原理
是非题
制导
在有效距离内，为了攻击后可以及时离开，飞行员采用交替发射被动式红外寻的导弹与主动式雷达寻的导弹，可以有效攻击目标并且容易躲避电子干扰。（F）
空战中，某飞行员向敌机发射2枚半主动雷达寻的空空导弹后驾机离开，其中一枚导弹击中目标。（F）
红军用第四代微光夜视仪，探测到兰军一台正在工作的主动式红外夜视仪的信号。（F）
工商管理学院团委学生会人人网主页管理制度
四川大学工商管理学院团委学生会人人网公共主页管理制度总则：工商管理学院团委学生会人人网主页旨在发布与本学院学生息息相关的信息，包括团委学生会的院级活动和校级活动、以及学校发布的各项实用信息，在更好地服务同学的同时也让同学们更清晰地了解到我们团委学生会的工作，是团委学生会对外形象建设的一个重要部分之一。
一、关于人人主页的基本管理1、人人名称为：川大工商SU。
(不能超过六个汉字)2、头像暂用院徽。
3、管理员为办公室主任和新闻中心主任。
4、好友为工商管理学院大一、大二以及大三学生会的所有开通了注册了人人网的同学，和别的学院有意加此人人主页为好友的学生会干部，好友申请由管理员及时处理。
5、此主页上的留言由信息的发布者处理，一般评论不加以回复，若是别的学院的学生干部的留言则需友好回复，若有不良言论应及时和谐。
二、关于人人网主页的信息收集1、团委学生会的院级活动信息：各个部门在活动宣传开始的前一天将活动的相关信息，包括活动的时间、地点、活动名称、海报和横幅等宣传图片、活动内容简介（附一：相关信息上传格式）发到办公室公共邮箱GS_office2010@，办公室每天晚上查收各部门活动信息并做整理。
2、团委学生会的校级活动（既是需要学院出人参加的校级活动，如校运会、“凤凰展翅”文化艺术节系列比赛等）信息：办公室负责收集校团委、校学生会网站上的活动信息，在通知挂出当天即收集整理。
3、学工部、教务处相关通知信息的收集：办公室负责收集学工部、教务处网站上与学生息息相关的信息，在通知挂出当天即收集整理。
4、院级活动新闻稿及活动图片、视频（如迎新晚会）的收集：在活动发生当天须把新闻稿和活动现场照片（附二：新闻稿和相关图片格式及注意事项）发到新闻中心邮箱gsxinwenzhongxin@，由新闻中心收集并整理。
5、如果两天之内都没有需要更新的信息，就去找一些比较好的名言更新状态，保证每两天人人主页至少状态都有更新。
6、学院的积极的新鲜事，如校运会拿的名次之类的，对应的部门当天将相关信息发到办公室邮箱，由办公室负责收集整理。
Period Measurement of AGB Stars in the Outer Galactic Disk
a r X i v :a s t r o -p h /9911139v 1 9 N o v 1999Period Measurement of AGB Starsin the Outer Galactic DiskJun-ichi Nakashima ,1,2B.W.Jiang ,1,3Shuji Deguchi ,4Kozo Sadakane ,2and Yoshikazu Nakada 51Department of Astronomical Science,The Graduate University for Advanced Studies,Nobeyama Radio Observatory,Minamimaki,Minamisaku,Nagano 384-1305E-mail(JN):junichi@nro.nao.ac.jp2Astronomical Institute,Osaka Kyoiku University,Asahigaoka,Kashiwara,Osaka 582-85823Beijing Astronomical Observatory,Chinese Academy of Science,Beijing 100012,P.R.China4Nobeyama Radio Observatory,Minamimaki,Minamisaku,Nagano 384-13055Kiso Observatory,Institute of Astronomy,Faculty of Science,the University of Tokyo,Mitaka,Tokyo 181-8588(Received ;accepted )AbstractLight variation of the 47AGB star candidates in the outer Galactic disk has been monitored at I–band for 5years.Periods were determined well for 18of them and less reliably for the other 25.The average period of the objects is then 500days.According to the period–luminosity relation,the mean luminosity of the sample stars is 10000L •⊙.Based on the absolute luminosity derived from the period–luminosity relation and the apparent luminosity from the observation,the distances to the objects are determined.The distances calculated are slightly greater than those obtained previously on the assumption of constant luminosity of 8000L •⊙.In addition,SiO maser emission was detected for most of the observed objects so that their radial velocities were known accurately.With the assumption of circular rotation in the Galactic disk,the rotation curve and Oort’s constants were derived.Key words:Stars:distance —Stars:late-type —Stars:long-period variables —Stars:stellar dynamics —Galaxy:kinematics and dynamics1.IntroductionUp to now,kinematical investigations of disk popula-tion stars have been made for groups such as OB stars (Fich et al.1989;Brand &Blitz 1993),cepheids (Pont et al.1994),carbon stars (Metzger &Schchter 1994),young open clusters (Hron 1987),planetary nebulas (Schneider &Terzian 1983).However,because of interstellar ex-tinction in the Galactic disk at optical and near-infrared wavelengths,such work has been limited to regions near the Sun.In contrast to the above nearby disk-stars,a sam-ple of color-selected IRAS sources,the Asymptotic Gi-ant Branch (AGB)star candidates,reaches a distance of about 15kpc from the Sun.These color-selected IRAS AGB candidates very often exhibit OH/SiO maser emis-sion (te Lintel-Hekkert et al.1989;Izumiura et al.1994;Jiang et al.1997);accurate radial velocities of stars have been known from the OH/SiO maser observation.Sys-tematic SiO maser searches for AGB star candidates have been made in a wide galactic-longitude range,and a large number of radial velocities have been accumulated (Izu-miura et al.1994;Jiang et al.1997).If the distances of the AGB candidates are known,the radial velocity data can be used to obtain the circular velocity of the Galaxy.In our previous work,distances to the IRAS AGB candidates were estimated on the assumption of a constant luminosity,8000L •⊙(Jiang et al.1997;Deguchi et al.1998).However,once its period of light variation is known,the luminosity of an individual star can be deter-mined from the period–luminosity relation of Mira-type variables (Feast et al.1989;Hughes &Wood 1990).Us-ing period information,we thus expect on improvement in the accuracy with which the fundamental constants of Galactic kinematics can be found.In this paper,we report a result of the 5-year moni-toring observations of light variation in the I–band for 47objects.In the I–band,AGB variables have large vari-No.]Distances of AGB Stars1ation amplitude compared with those at J,H,K.The period can be found relatively easily.We obtained well-determined pulsation periods for18objects.Distances were then estimated from the period–luminosity relation by the two different methods(see section3.2).Estimated distances are compared with those obtained in the previ-ous work.The observed sources are located at l=90◦to 230◦,i.e.,in the outer disk region of the Galaxy,where the presence of halo dark matter is suspected from the flat rotation curve.We plot the rotation curve of the outer disk using our sample.In the past,some the pe-riod measurements were done,in the direction of Bulge (Glass et al.1995;Whitelock et al.1991),and the south polar cap(Whitelock et al.1994).The observations in this paper are thefirst systematic period measurement of Miras on the direction of the outer disk of the Galaxy.2.Observation and Data ReductionThe photometric monitoring observations were carried out using the105/150cm Schmidt telescope at Kiso Ob-servatory,University of Tokyo during1994-1997,and the51cm Cassegrain telescope at Osaka Kyoiku Univer-sity during1997-1998.The CCD camera which was attached to the Schmidt telescope at Kiso Observatory contained a TI Japan TC215chip with an array size1024×1024pixsels.Thefield of view was12.′5×12.′5and one pixsel was0.′′75on the sky.The CCD images were taken in both V and Ifilters for every source at Kiso Ob-servatory.The limiting magnitudes at Kiso were about 20mag in the V–band and19mag in the I–band.In the Kiso photometric system,the V–filter was the same as that in the Johnson system,but the I–filter was centered at8200˚A,bluer than9000˚A of the Johnson system (Jiang1997).The telescope at Osaka Kyoiku Univer-sity had F/12Cassegrain focus and the detector was a liquid–nitrogen cooled CCD camera using an EEV88200 chip with an array size of1152×770pixels.The camera had afield of view of14.′8×10.′1,and it was equipped with Johnson V and Cousin R and I interferencefilters. We used the2×2binning mode(1.′′54pixsels on the sky) throughout the observation at Osaka Kyoiku University. The limiting magnitude at Osaka Kyoiku University was about18mag in the I–band.The CCD images were taken only in one band(I–band)at Osaka Kyoiku University except for calibration images which were taken in both R and Ifilters.The observations were done at Kiso from July1994to January1997,and at Osaka from May1997to November 1998.During the observations at Osaka,we made a color-calibration observation at both Kiso(at September1997) and Osaka(from September1998to November1998). The observation log is given in the Table1where the IRAS name and Julian dates of observations for all the sources are listed.The seeing sizes were typically3′′at both Kiso and Osaka.For the purpose of studying the stellar kinematics and the Galactic rotation,individual light variation periods (to determine the absolute luminosities using period–luminosity relation)and radial velocities are required. Therefore,we needed to choose the candidate Mira-type variables and@SiO maser emitters according to suitable criteria.The sources in the present paper are taken from the list of IRAS sources selected by Jiang et al.(1996). They are the AGB star candidates and are identified in the I–band.They were chosen in terms of1)position (Galactic longitude@between90◦and230◦,Galactic lat-itude between−10◦and10◦),2)theflux qualities(333 at12,25and60µm),3)the IRAS12µmflux density (brighter than3Jy),4)the color C12≡log10(F25/F12), where F12and F25are the IRASflux density at12µm and25µm,(between−0.3and0.3),5)the IRAS vari-ability index(larger than50,Beichman et al.1985).In total,121objects were selected by these criteria.@As a next step,47objects were further selected according to the following criteria,6)previously unknown optical Mi-ras candidates according to the SIMBAD database,7) light variation of the optical(I)counterpart larger than 0.2mag,and freedom from nebulosity(Jiang et al.1996). The positions of the selected stars are known to better than1arcsec and thefinding charts are given by Jiang et al.(1996).The data reduction was performed in a standard way by using the DIGIPHOT and ASTUTIL packages inside the IRAF software package.All the images were de-biased and thenflat-fielded with normalized domeflat images.In each imagefield,5comparison stars for pho-tometric calibration were chosen,within a few arc min-utes around the object.We tried to pick up compar-ison stars having colors as similar as possible to those of the objects in order to reduce the differences between Kiso,Osaka and standard photometric systems.Figure 1shows an example of objectfield images,where C1, C2etc.,denote the photometric comparison stars.Light variation of the objects at I–band can be easily recogniz-able in Figure1.Differential photometry were performed between the comparison stars,and those with light vari-ation larger than0.1mag were rejected for further use as photometric calibration.The magnitudes of comparison stars were obtained by reference to the equatorial stan-dard stars(Landolt1992).Only data obtained on pho-tometric nights were adopted.The standardized magni-tudes of the program objects were then determined by differential photometry with respect to the comparison stars.Figure2displays the photometric results of the47 objects.The normal observational spans are1500days and the number of data points for each source is about 20.The mean I magnitudes,the amplitudes of variation, the number of data points,and the observational time baselines are listed in Table2.2J.Nakashima et al.[Vol.,Fig.1.Examples of I–band images of objectfields.Up-per panels show thefield of IRAS00336+6744.Lower panels are thefield of IRAS04402+3426.Photometric comparison stars are shown by sym-bols as C1–C5.Images were taken by the51cmCassegrain telescope,at Osaka Kyoiku University.3.Period and Distance Determinations3.1.Period DeterminationThe period was determined using the Phase Dispersion Minimization(PDM)method(Stellingwerf1978).The PDM method is well suited to the case of nonsinusoidal time variation covered by only a few irregularly spaced observations.Because our observation is interrupted by the summer season and sometimes also by bad weather during the season when the objects are visible in the night sky,the photometric points are not regularly spaced in time.The type of time variation is presumed known.The PDM method is applied to determine the period of the objects observed.In the PDM method,the data are di-vided by the trial period and ordered in according to the period.Then the average light curve(in a small span) and the dispersion of the data around it are calculated. The minimum value of the dispersion is searched over a range of trial periods.The results of PDM analysis of the observational data are shown in column6,7and8of Table2,which contain the period,the uncertainty in the period and the date of the light maximum respectively, for each object.As can be seen from Table2,some of the period are determined well and some are not,which mainly depends on the parameter theta(normalized dis-persion)during the PDM analysis.As an example,Fig-ure3shows the behavior of theta in both cases of well-defined and uncertain periods.The horizontal axis is the trial period and the vertical axis is the normalized phaseFig.2.The I–band light curves of the47color-selected IRAS PSC sources(names labeled at the lower-light corner).The dots represent the observationalpoints.The solid curve in the diagram is a third-order Fourierfit to the data points,with the pe-riod determined by the PDM method.The periodis shown at upper-right corner when it is well de-fined.dispersion at the trial period.The minima of the phase dispersion indicate candidates for the real period.When the primary minimum of theta is smaller than0.5and twice or more deeper than the secondary minimum,and the corresponding period is shorter than700days,the re-sults are considered to be the true period.In the case of the periods over700days,which is roughly a half the ob-servational span,a large uncertainty is involved because the observational time span is too short.In the theta di-agram,the line profile near the minimum is taken to be parabolic.If we extrapolate this parabola to theta=1, the half width(δP)for the line is given approximately by(Stellingwerf1978);∆P≃P2No.]Distances of AGB Stars3 Figure4shows the histogram of the light variationperiods of the objects.The upper panel shows thehistogram for stars with well-determined period.Thelower panel is for all sources including uncertain peri-ods.The peak of period distribution is at450–500day in the histogram of the present sample.If we rely onthe period–luminosity relation for Miras(Hughes&Wood1990;Feast et al1989),a period420day corresponds toabout8000L•⊙.As far as the present sample is concerned,the mean value of periods tends to be slightly larger than420days.Almost all solutions with a short period(∼100-200days)in the lower panel are false,because of insuffi-cient time resolution.Among these short period sources,however,as far as00336+6744is concerned,the solu-tion satisfies the period detection criteria.Some sourceswith the period longer than700day can be seen in thelower panel of Figure4.These long-period sources werecounted as uncertain,because of insufficient observationtime baseline for calculation by the PDM method.From Figure4,it can be seen that the detection rate of SiO masers is the highest for sources at the period400-500 days.Whitelock et al.(1991)pointed out the absence of periods around350day,in their work in the direction of the Bulge.In our result concerning the direction of the outer disk,the absence Miras around350day can also be seen as well(see Figure4and5).Figure5shows a period–color(C12)diagram.No clear correlation between period and IRAS color can be seen. The data points in Figure5are divided into2groups, namely,a short-period group around200days and a long-period group around500days.It is possible to make the interpretation that the short-period group sources pul-sate in thefirst-overtone mode which is dominant in Mi-ras.Unfortunately,however,most of short period sources did not satisfy the period detection criteria because of in-sufficient time resolution.High time-resolution data are needed to determine the mode of pulsation.The pulsa-tional mode of Miras is a highly controversial issue and remains uncertain(Wood and Sebo1996).3.2.Luminosity CalculationsThe luminosity can be computed from the observed pe-riod and the period–luminosity relation.The luminosity of each individual source has been determined from two slightly different period–luminosity relations.These are period to I magnitude relation(Feast et al1989;Reid et al1988),and the period to bolometric magnitude relation (Hughes&Wood1990;Feast et al1989).Both of these relations were determined from observations of Miras in the LMC.The period–luminosity relation of Miras de-pends on the C/O abundance ratio within the envelope (Feast et al1989).Whether an object is C-rich or O-rich was judged from its IRAS Low Resolution SpectrumFig.3.Examples of theta diagram of the PDM anal-ysis.The left panels show the sources with well-determined periods,the right panels show sourceswith undetermined period.Fig.4.Histogram of period.The upper panel shows the histogram of period for the sources with well-determined period.The lower panel shows the his-togram for all sources,i.e.,it includes the sourceswith uncertain period.(Olnon et al.1986),by detection of the SiO/OH/H2O maser lines(Jiang et al.1997),by the HCN maser line (Loup et al.1993),or by its optical spectrum(Jiang 1997).The assignment to C-rich or O-rich type is shown in column8of Table3.Most of the sources with well-determined periods are found to have O-rich circum-4J.Nakashima et al.[Vol.,Fig.5.Plot of period against IRAS color(C12).Small symbols indicate the sources with uncertain period,that is,these sources did not satisfy the period de-termination criteria.(see text)stellar envelope except for four sources:02272+6327, 05273+2019,05452+2001and05484+3521.The C/O ratio of02272+6327is unknown,while the latter three have C-rich envelopes and their absolute magnitude could not be calculated from their I–band magnitudes because the period to I–band magnitude relation for C-rich Miras was not yet well determined.We adopted the following period–luminosity relations(Hughes&Wood1990;Feast et al.1998;Reid et al.1988)to calculate the luminosities of the objects:I abs=−1.23log P−1.51(σ=0.42)(2) for O-rich stars,M bol abs=−2.91log P+2.59(σ=0.32)(3) for O-rich stars with P<450day,M bol abs=−7.76log P+15.40(σ=0.38)(4) for O-rich stars with P>450day,M bol abs=−1.86log P+0.26(σ=0.13)(5) for C-rich stars,where I abs and M bol abs are average I–band absolute magnitude and bolometric absolute mag-nitude,respectively,andσis the standard deviation of the absolute magnitudes.The luminosity of each star can also be obtained from M bol abs by the following equation (Zombeck1982).M bol abs−4.72=−2.5log(L/L•⊙)(6)The calculated absolute I magnitude and absolute bolo-metric magnitude of the objects from both relations are shown in column2and3of Table3.The absolute I-magnitude are left blank due to the lack of period–I-band absolute magnitude relation.It is known that the slope of the period–luminosity relation of Miras slightly changes at the period of about 450days as indicates in Equations(3)and(4)(Hughes& Wood1990).These relations were obtained from near-infrared observations;most of the energy of the AGB stars is radiated at infrared wavelengths.In contrast, Equations(2)and(5)do not involve this slope change at longer periods.This is because the observations used in deriving equations(2)and(5)were made by photo-graphic plates(Reid et al.1988)which were not sensi-tive enough to the red stars with long periods,i.e.,the number of objects with longer periods was insufficient to reveal the change of slope.In addition,we should be note that I-band period-luminosity relation is likely to be somewhat affected by metallicity difference between LMC and our Galaxy(Feast1996).3.3.Distance Calculations and ResultsDistance is an important fundamental parameter and difficult to determine accurately.Taking the known ab-solute and apparent magnitude,we can estimate the dis-tance of the objects relatively accurately.The distances were calculated by two different methods,one using I magnitude,and the other using the bolometric magni-tude and IRAS12/25micron ratio.3.3.1.METHOD1The distance of each source is determined from the dif-ference between the apparent and absolute I–band mag-nitudes.At the wavelength of the I–band,interstellar extinction corrections must be applied;m−M−A(D)=5log[D/(10pc)](7) where A(D)means the interstellar extinction up to the distance D and m and M are the apparent and absolute magnitude,respectively.Here,two different extinction models are used to define the functional form of A(D). Thefirst model assumes a homogeneus dust distribution on the line of sight(MODEL1),i.e.,the extinction in-creases with distance;A(D)=a(l)D(8) where a(l),the extinction per unit distance,depends on galactic longitude l.It is taken from the optical obser-vations of nearby open clusters within1kpc(Chen et al.1998)and computed for every10degrees in galactic longitude.It varies in the range0.52-1.17mag kpc−1. The known extinction ratio A I/A V(He et al.1995)isNo.]Distances of AGB Stars5 used to convert the extinction in the V–band to that inthe I–band.An alternative model assumes an exponential dust dis-tribution(MODEL2),αI(D)=0.776(mag/kpc)exp[−r−r0z h](9)where r and z are the galactocentric distance and height from the galactic plane,r h and z h are the scale height in radial and perpendicular directions,and r0and z0are the galactocentric distance and height from the galactic plane at the Sun,respectively.We adopt the values,r h= 3.4kpc,z h=40pc,r0=8.5kpc,z0=−14pc(Unavane et al.1998,Kerr&Lynden-Bell1986).The Extinction A(D)is the integration over distance asA(D)= D0αI(D′)dD′(10)The results of distance calculation using Equation(7), (8),(9)and(10),are given in Table4.In Table4, Columns2and4show the calculated distances and columns3and5show the interstellar extinction up to the calculated distance,for models1and2,respectively. The symbol∗in Table4denotes distances further than 10kpc.These apparently large distance may result from, for instance,presence of dust clouds in the line of sight, or from large circumstellar extinction at the star itself. However,no clear evidence of dust clouds in the line of sight of these sources appears in the SIMBAD data base. Figure6shows the positions of the observed sources pro-jected onto the Galactic plane,using the distances calcu-lated by METHOD1.3.3.2.METHOD2In this method,the distance is calculated from the IRAS12µmflux density and the luminosity(which is cal-culated from the absolute bolometric magnitude).The bolometricflux is calculated from the IRAS12µmflux data using a bolometric correction.The relation between the bolometricflux and the IRAS12µmflux is given byF bol=2.5×10−10(erg/s)(BC)12(F12/Jy)(11) where F bol,F12and(BC)12are the bolometricflux,the IRAS12µmflux density,and the bolometric correction, respectively.Approximate formula for(BC)12is given by(van der Veen&Breukers1989)(BC)12=0.7+2.9e−7.5×C12+0.9e1.75×C12(12) The distance can then be calculated asD bol=6J.Nakashima et al.[Vol.,Fig.7.The same as Figure 6but using the distancescalculated by METHOD 2.for METHOD 1(MODEL 1),Θ=220km s −1−15.4(±7.7)km s −1kpc −1×(R −R 0)kpc (15)for MEHOD 2,where R 0equals 8.5kpc.The slope of the rotation curves found in this study tend to be flatter than those obtained previously (Jiang et al.1996).From the rotation curves,the Oort’s constants are computed to be:A =17.5(±3.7)km s −1kpc −1,B =−8.4(±3.7)km s −1kpc −1(for METHOD 1),A =20.6(±3.9)km s −1kpc −1,B =−5.2(±3.9)km s −1kpc −1(for METHOD 2).These value differs slightly from those found in previous investigations,for instance stud-ies of OB star and Cepheid (Frink et al.1996),and IAU standard value (A =15km s −1kpc −1,B =−10km s −1kpc −1)(Kerr &Lynden-Bell 1986).Unfor-tunately,it is difficult to discuss the difference in detail,because of the small size of the present sample.The distances calculated by METHOD 1contain large errors because of the interstellar extinction corrections.Judging from the distribution of nearby interstellar clouds (Chen et al.1998),the errors involved in distance calculation are estimated as a few kpc .On the other hand,interstellar extinction corrections are not needed in the case of METHOD 2.Therefore METHOD 2should give a better distance than METHOD 1.Errors in the case of METHOD 2are estimated at 30%from the uncer-tainties in the period–luminosity relation and observed magnitudes.In the distance calculation of METHOD 2,we rely on the assumption that all energy of a source is radi-ated in the mid-infrared wavelength region.However,the luminosities which are used in this method may Fig.8.The rotation curve of the outer disk,for meth-ods 1(MODEL 1)and 2.The solid lines are fitted to the points corresponding to objects with well-determined periods.be slightly higher than the mid-infrared luminosities bythemselves,because part of the energy is also radiated atnear-infrared and visible wavelengths.In order to obtain more accurate luminosity distances,we need to know the spectral energy distribution of each source.According to the period–luminosity relation,objects at 8000L •⊙have a pulsation period of 420days.A constantvalue of 8000L •⊙was therefore used to determine theluminosity distance in our previous work.On the other hand,the mean pulsation period of objects found in this work is about 500day,which corresponds to 10000L •⊙.5.Conclusion In this paper,we have reported the results of pho-tometric observations to determine the distances of the AGB stars using the period luminosity relation.Periods were well determined for about 18sources of 47color-selected AGB candidates,distributed in the outer disk of the Galaxy.The mean value of the pulsation period is about 500day,which corresponds to 10000L •⊙according to the period–luminosity relation.This is slightly more luminous than the value of 8000L •⊙which was used to de-termine luminosity distance in previous works.Distances were calculated by two different methods,viz.METHOD 1and 2.The results from METHOD 1contain large uncertainty,because of the interstellar extinction correc-tions.METHOD 2is more reliable than METHOD 1,because interstellar extinction corrections are not needed.No.]Distances of AGB Stars7Characteristics of individual objects are also deter-mined;IRAS00336+6744is the only object which sat-isfies the criteria of period determination amongst the objects with PDM solution shorter than300days;IRAS 04209+4800potentially has a pulsation period longer than800day.But period determination criteria were not always satisfied in the present analysis,because of the insufficient time span of the observations.The authors thank the staffof Kiso observatory and Astronomical Institute,Osaka Kyoiku Univ.,for their help during the long term observations.They also thank I.S.Glass for reading the manuscript and the comments. One of the authors(B.W.J.)received a Japanese gov-ernment scholarship for foreign students.This research was supported by the Grant in-aid for Scientific Research (C)No.08640337and10640238of Ministry of Education, Science,Sports and Culture.ReferencesAlves D.,Alcock C.,Marshall S.,Minniti D.,Allsman R., Axelrod T.,Freeman K.,Peterson B.et al.1998,IAUS 190,47Arimoto J.,Sadakane K.1996,Memoirs of Osaka Kyoiku Univ.(III),45(1),131Bedding T.R.,Zijlstra A.A.1998,ApJL506,47Beichman C.A.,Neugebauer G.,Habing H.J.,Clegg P.E.,Chester T.J.1985,IRAS Catalogues&Atlases Explanatory Supplement,US Government Printing Of-fice,Washinton DCBessell M.S.1990,PASP102,1181Binney J.,Dehnen W.1997,MNRAS287,L5Brand J.,Blitz L.1993,A&A275,67Burton W.B.,Gordon M.A.1978,A&A63,7Caldwell J.A.R.,Coulson I.M.1985,MNRAS212,879Chen B.,Vergely J.L.Valette B.,Carraro G.1998,A&A 336,137Clemens D.P.1985,ApJ295,422Deguchi S.,Matsumoto S.,Wood P.R.1998,PASJ50,597 Feast M.W.1996,MNRAS278,11Feast M.W.,Glass I.S.,Whitelock P.A.,Catchpole R.M.1989, MNRAS241,375Fernie J.D.1989,PASP101,225Fich M.,Blitz L.,Stark A.A.1989,ApJ342,272Frink S.,Fuchs B.,Roeser S.,Wielen R.1996,A&A314,430 Glass I.S.,Whitelock P.A.,Catchpole R.M.,Feast M.W.1995, MNRAS273,383He L.,Whittet D.C.B.,Kilkenny D.,Jones J.H.S.1995,ApJS 101,335Hron J.1987,A&A176,34Hughes S.M.G.,Wood P.R.1990,AJ99,784Izumiura H.1990,Ph.D.thesis,Univ.of TokyoIzumiura H.,Deguchi S.,Hashimoto O.,Nakada Y.,Onaka T.,Ono T.,Ukita N.,Yamamura I.1994,ApJ437,419 Jewell P.R.,Snyder L.E.,Walmsley C.M.,Wilson T.L.,Gen-sheimer P.D.1991,A&A242,211Jiang B.W.1998,PASP110,214Jiang B.W.,Deguchi S.,Nakada Y.1996,AJ111,231Jiang B.W.,Deguchi S.,Hu J.Y.,Yamashita T.,NishiharaE.,Matsumoto S.,Nakada Y.1997,AJ113,1315Jiang B.W.,Deguchi S.,Yamamura I.,Nakada Y.,Cho S.H., Yamagata T.1996,ApJS106,463Kerr F.J.,Lynden-Bell D.1986,MNRAS221,1023Landolt A.U.1992,AJ104,340Lee S.G.,Kim E.,Lee H.M.1994,J.Korean Astro.Soc.27,133 Loup C.,Forveille T.,Omont A.,Paul J.F.1993,A&AS99, 291Merrifield M.R.1992,AJ103,1552Metzger M.R.,Schechter P.L.1994,ApJ420,177 Nakashima J.,Deguchi S.,Izumiura H.1999,to be published Nemec A.F.L.,Nemec J,M,1985,AJ90,2317Olnon F.M.,Raimond E.,and IRAS Science Team1986, A&AS65,607Pont F.,Mayor M.,Burki G.1994,A&A285,415Reid N.,Glass I.S.,Catchpole R.M.1988,MNRAS232,53 Schneider S.E.,Terzian Y.1983,ApJL274,L61Sofue Y.astro-ph/9808011Stellingwerf R.F.1978,ApJ224,953te Lintel-Hekkert P.,Versteege-Hensel H.A.,Habing H.J., Wiertz M.1989,A&AS78,399Unavane M.,Gilmore G.,Epchtein N.,Simon G.,Tiphene D., de Batz B.1998,MNRAS295,119van der Veen W.E.C.J.,Breukers R.J.L.H.1989,A&A213,133 van Leeuwen F.,Feast M.W.,Whitelock P.A.,Yudin B.1997, MNRAS287,955Walker G.1987,Astronomical Observations,Cambridge Univ.Press,p.47Whitelock P.A.,Feast M.W.,Catchpole R.M.1991,MNRAS 248,276Whitelock P.A.,Menzies J.,Feast M.W.,Marang F.,CarterB.,Roberts G.,Catchpole R.M.,Chapman J.1994,MN-RAS267,711Wood P.R.,Sebo K.M.1996,MNRAS282,958Zombeck M.V.1982,Hand Book of Space Astronomy&As-trophysics,Cambridge Univ.Press,p.102。
零零碎碎的NJU
零零碎碎的NJUBy 梁思宇路痴助手：（图片来自南京大学大气科学学院学生会）从学校南大门进来，向前望去第一眼就是图书馆了。
图书馆不仅藏书丰富，而且冬暖夏凉，有wifi，有热水，有电源，是自习，读书，睡觉，约会（…）的重要场所。
图书馆还有研讨间，需要提前预定。
而且军训期间会有关于图书馆使用的讲座哦~进门后左手边的建筑就是逸夫楼，我们的许多专业课都会在逸夫楼里上。
逸夫楼C411是软件学院的学生工作办公室，平时要找辅导员或者陈琳老师都可以直接去那里~再往前走映入眼帘的就是教学楼~虽然他们有着极为有内涵的名字：思源楼和择善楼，但大家还是普遍称之为仙1和仙2，这里也是我们上课、自习的主要场所啦~接下来请把目光转向基础实验楼~这里是大家上机实践的主要场所，软件学院有自己的机房，上机并不需要任何费用。
我们的实验室在五楼，想成为大神，泡机房绝对是一个良好的选择~建议大家一定要利用好上机课，多多在机房磨练技术（不过机房在晚上九点半就关门）~再接着是非常重要的……食堂！仙林校区共有五个学生食堂（4,5,6,9,10）和一个教工食堂。
四五六食堂就是一个建筑楼中的上中下三层，其中六食没有早餐，五食打样时间是10点30左右，四五六食堂是离我们宿舍最近的食堂了~9食是单独的一个建筑，在环科楼附近（网球场后面），九食堂所在的建筑有三层，其中第二层有部分房间作为教室，真正的食堂在三楼。
教师食堂和十食堂在同一个楼内，位置离宿舍较远，但距离图书馆和教学楼就比较近，在外面上课或自习的话就是一个很好的选择。
另外，10食堂二楼也有一个教育超市和水果超市。
校医院：听说硬件设施不太强……平日里的咳嗽伤风之类的小感冒可以来校医院诊治一下，大毛病的话就去外面的医院好了~保卫处：这里是校园110报警中心、保卫处和人武部的所在地。
平日来的次数应该不太多，比如说转户口或者摆展台签条子可能需要跑到这里来。
环科楼：这里是环境学院的系楼（我们的系楼在哪里呢？在鼓楼！仙林这边大概还在建造中TAT），课程地点安排不同，有些课可能会被安排在遥远的环科楼（比如说大一下的军理课），大家对环科楼有个印象就够了~扬州楼：扬州楼是仙林校区的行政楼，校长、书记、教务处、学校公章等等都会出现在这个楼里，每周有固定几天，校长、书记等行政人员会出现在扬州楼里。
人人网介绍
人人网，原名校内网（2009年8月4日更名），成立于2005年12月8日，是中国最早的SNS 社区，是中国市场具有垄断地位的SNS 网站，最初仅对大学生开放注册，后陆续开通了中学、白领注册通道。
人人网创建之初的一个最重要特点是限制具有特定大学IP 地址或者大学电子邮箱的用户注册，这样就保证了注册用户绝大多数都是在校大学生。
用户注册之后可以上传自己的照片，撰写日志，签写留言等。
人人网鼓励用户实名注册，上传真实照片，让用户在网络上体验到现实生活的乐趣。
经过将近五年的快速发展人人网已经发展成为为整个中国互联网用户提供服务的SNS社交网站，给不同身份的人提供了一个全方位的互动交流平台，大大提高了用户之间的交流效率，降低了维护用户之间交流的成本，通过提供发布日志、保存相册、音乐视频等站内外资源分享等功能搭建了一个功能丰富的用户交流互动平台。
2008 年人人网推出开放平台战略以后，大量第三方网络公司、编程爱好者为人人网开发了网页版互联网小应用程序和网页游戏，大量的社会化网络游戏为用户之间的互动提供了更多更丰富的途径，也推动了中国互联网平台化方向的发展。
在人人网你可以：1.展示自己；2.用日志和相册记录生活点滴；3.和朋友们分享有趣的照片、日志、视频等，结识兴趣相投的朋友；4.第一时间了解身边好友的最新动态；5.通过完善高中、初中和小学的资料，找到失散已久的老同学、老朋友；6.使用人人网数以千计的免费应用。
我们的优势：功能完善的交流平台–完善的功能，无需用户搭建–完善的技术服务，无需后续维护–免费服务依托已有的广大用户群体–两千万在校大学生用户，覆盖90%以上大学生–近千万的中学生用户，快速增长中–高考志愿选择，学习经验和报考信息交流–为两大学生群体的交流提供网上平台–中学生咨询师兄大学生帮扶师弟师妹人人网大事记：2005年12月8日，人人网上线，最先开通的学校有清华大学、北京大学、人民大学三所学校；2006年02月，人人网继续开通北京航空航天大学等6所高校；2006年04月，人人网收到亚马逊前首席科学家韦思岸的天使投资及加盟。
人人
人人网人人网logo 人人网是由千橡集团将旗下著名的校内网更名而来。
2009年8月4日，将旗下著名的校内网更名为人人网。
同时，千橡集团为了创造一个更加具有广阔性的社交网站，决定把校内网更名为人人网，社会上所有人都可以来到这里。
从而跨出了校园内部这个范围。
人人网为整个中国互联网用户提供服务的SNS 社交网站，给不同身份的人提供了一个互动交流平台，提高用户之间的交流效率，通过提供发布日志、保存相册、音乐视频等站内外资源分享等功能搭建了一个功能丰富高效的用户交流互动平台。
2011年5月4日，人人网在美国纽交所上市。
公司名称：人人 外文名称：R enren Inc 成立时间： 2010年12月”千橡互动“正式更名“人人公司” 经营范围： 网络信息服务 公司性质： 外商独资 目录展开编辑本段LOGO含义人人网首席执行官陈一舟LOGO由两个抽象的人字变形，人字成圈形寓意每个人的人际圈，同时俩个人字中间发生交集。
由图形和域名共同组合成的新标志，象征着人人网是一个人与人的沟通分享平台，分享真实、沟通快乐。
编辑本段网站来源人人网站(renren. com)于1999年5月创立。
2000年3月15日，人人网站在香港的母公司人人媒体控股有限公司(renrenMediaHoldingLtd)购入香港上市公司安佳集团有限公司(代码为0059)82%的股权，更名为人人媒体有限公司(renrenMediaLtd)，实现了买壳上市。
新闻集团以2.3亿元入股人人媒体，持有14%股权，美国历史最悠久的风险投资公司J.H.WhitneyCo.持有21%的股权。
5月22日人人媒体开始在香港主板正式挂牌交易，此后还收购了奇迹网、360全景网和中雇网三家网站。
2000年的人人网站十分有限并且增长缓慢的用户流量，限制了广告总收入的增长，微乎其微的广告收入对日益高涨的成本支出来说不过是杯水车薪。
并且，因其整体的受众对象不明确、过于宽泛，本来就不太大的用户规模，其商业价值更是大打折扣。
社交网络中的隐私泄露问题研究
社交网络中的隐私泄漏问题本文将从以下四个方面：研究背景、人人网的隐私泄漏问题，社交网络中隐私泄露的方式以及社交网络隐私泄露的防范，来介绍社交网络中的隐私泄漏问题。
一、研究背景1，社交网络的兴起社交网络即社交网络服务，源自英文SNS（Social Network Service）的翻译，中文直译为社会性网络服务或社会化网络服务，意译为社交网络服务。
社交网络含义包括硬件、软件、服务及应用，由于四字构成的词组更符合中国人的构词习惯，因此人们习惯上用社交网络来代指SNS（Social Network Service）。
社交服务网站的发展验证了“六度分隔理论”（Six Degrees of Separation），即“人际关系脉络方面你必然可以通过不超出六位中间人间接与世上任意先生女士相识”。
个体的社交圈会不断地扩大和重叠并在最终形成大的社交网络。
将“朋友的朋友是朋友”原则应用到互联网世界，从而发展实现了线上社交网络。
“六度空间”理论的提出，打开了互联网世界的另一扇大门，将早期社交性网络的概念引入互联网，创立了面向社会性网络的互联网服务SNS。
目前，社交网络服务已经成为互联网最热门的话题之一，也成为投资圈最为炙手可热的追捧领域。
回首SNS的发展，回首SNS的发展，从国外的MySpace、Facebook、Twitter到中国的开心网、人人网等泛娱乐SNS应用，再到目前中国大行其道的微博、米聊(微博)、微信，乃至垂直类SNS的应用形态，社交网络服务的概念深入互联网精髓。
一定意义上来看，社交网络其实是源于网络社交的需要，基于此种思路，清科研究中心认为，中国社交网络的发展历程主要呈现四种阶段，如下图所示：第一阶段，早期社交网络雏形BBS时代，第二阶段，娱乐化社交网络时代，第三阶段，微信息社交网络时代，第四阶段，垂直社交网络应用时代。
图 1 社交网络发展的四个阶段社交网络发展的进程如下图所示：图 2 社交网络发展的进程从图中，可以看出，当前是社交网络发展快速膨胀发展的一个时期，无论是用户人数还是商业价值上都在快速增长。
- 1、下载文档前请自行甄别文档内容的完整性，平台不提供额外的编辑、内容补充、找答案等附加服务。
- 2、"仅部分预览"的文档,不可在线预览部分如存在完整性等问题,可反馈申请退款(可完整预览的文档不适用该条件!)。
- 3、如文档侵犯您的权益，请联系客服反馈,我们会尽快为您处理(人工客服工作时间：9:00-18:30)。
人人网军理一．填空题精确制导技术1、导弹发射后靠接收敌机辐射的红外线来取得导引信息，这种制导方式叫（）。
2、半主动寻的制导中，产生引导信号的能量来源于（制导站）。
3、导弹发射后靠吸收目标反射和辐射的能量的来定位的制导方式是________。
4、主动式雷达寻的制导中，产生导引信号的能量来自（）。
5、半主动寻的制导由_______向目标发射能量6、被动红外寻的制导中，产生导行信息的能量来自____.7、攻击敌人侦探目标的战略导弹的制导中，贯穿于全过程的制导方式有惯性制导。
航天技术导弹预警卫星通常部署在____轨道上。
倾斜角在180°-270°，方向与地球自转方向相同的卫星轨道为（）轨道。
人造地球卫星的倾斜轨道倾角为______ 运载火箭大多向东发射，这主要是利用（）来获取一定的惯性力，降低推进剂的消耗人造地球卫星倾斜轨道的轨道倾角为____. 以侦测敌人的雷达和电台的位置以及频率等有关参数为主要任务的人造地球卫星叫电子侦察卫星。
气象卫星通常选择在___________________轨道。
电子对抗反电子侦查主要采取____措施，防止敌方获取己方的电子情报。
敌方雷达波长50CM，我方播撒箔条的长度为（25CM ）时效果最好。
对敌人无线电台进行有效干扰必须使我方_________对准敌方接收设备的_______ 电子战争中我方尽可能采用小功率电台，其产生的效果是_______。
当发现一敌人电台，如果要对其实有效干扰，技术上必须使我方干扰频率对准地方接收设备的工作效率。
无线电通信侦查中的测向是指_____. 激光技术在激光形成过程中激励源的作用是____实现粒子数反转的。
激光行程中激励源的作用是------- 雨雪天，激光武器使用效果不佳的原因是（）。
______________是实现离子数反转的必要条件。
激光是受激辐射过程中产生的，被放大了的光。
______________是实现离子数反转的必要条件。
夜视技术当今夜视技术是利用____原理来实现夜间侦察的。
主动式红外夜视仪与热成像仪是利用（）实现夜间观察的。
（）和（）夜视仪是利用目标反射光线的原理成像的。
当代夜视技术是利用_______原理____夜视仪是一种被动的夜视设备。
微光电视是利用_____原理来实现夜间观察的。
微光电视是利用将目标反射的？光？？无限放大，达到人眼能看清目的图象原理来实现夜间观察的。
二．判断题精确制导技术1、空战中，某飞行员为使自己发射导弹后能及时驾机离开，在有效距离内交替发射被动红外寻的指导和主动式雷达寻的指导空空导弹，攻击敌机。
2、在有效距离内，为了攻击后可以及时离开，飞行员采用交替发射被动式红外寻的导弹与主动式雷达寻的导弹，可以有效攻击目标并且容易躲避电子干扰。
（）3、空战中为了能在发射导弹后离开飞行员采取被动红外寻的导弹和主动雷达寻的导弹，而且这样能避免电子干扰。
4、反辐射导弹主要攻击敌方防空系统中的地面雷达5、空战中，某飞行员向敌机发射2枚半自动雷达寻的空空导弹后驾机离开，其中一枚导弹击中目标。
（）6、我军某部发射2枚GPS知道的地对空导弹，击落了1架来翻的敌侦测机。
F 航天技术1、我国60年代发射了....(忘了具体数据，反正是正确数据)地球同步轨道通讯卫星。
2、80年代，某国发射了一颗远地点高度3855公里，近地点高度195公里，轨道倾角为68度的椭圆形轨道人造地球卫星。
3、60年代我国发射了运行周期24H，高度36000KM，倾斜角度为0的地球同步轨道通讯卫星。
（F）。
4、地球同步轨道上的侦查卫星观察范围最大F5、某国发射一速度为8.8km/s的侦察卫星至倾角68度的椭圆轨道6、某国发射一枚远地点高度900公里，近地点300公里，发射速度7.9公里每秒的侦察卫星。
（）电子对抗1、某电台台长接到报告附近发现敌人电台信号，他马上利用身边一台无线电测向机，立即测出敌人电台的方位。
2、战时部队用无线电通信，采用小功率电台可以减少被敌人干扰的可能性。
（F）3、战时部队建的无线电通信选用定向天线，可减少被敌人电子侦测获取信号的可能。
4、战时部队建的无线电通信采用小功率电台，可减少被敌人电子侦测获取信号的可能。
T 激光技术1、大气激光通信保密性好，是因为它辐射的无线电波不易被探测。
2、激光测距利用的是激光的方向性较好。
（T）3、激光测距仪利用激光方向性好的原理。
4、激光是自发辐射释放的光5、大气激光通信保密性好的原因是激光光束发散角小，不易截获。
夜视技术1、主动式红外夜视仪可以揭示各种伪装下的目标。
2、红方对蓝方进行侦查，为了避免夜视仪器工作时被发现，红方采用了最新一代主动式红外夜视仪。
（F）3、战争中使用新一代主动红外夜视仪以避免己方被探测。
4、红军一台10瓦，观测距离为300米的主动式红外夜视仪，探测到800米外蓝军一台正在工作的同样功率的主动式红外夜视仪。
5、我军用第四代微光夜视仪,探测到敌人未进行伪装的主动红外夜视仪的信号6、红军用第四代微光夜视仪，探测到兰军一台正在工作的主动式红外夜视仪的信号。
（）7、我军夜间使用第四代激光夜视仪，探测到地方未经伪装的正在工作的主动式红外夜视仪的信号。
F || 三．选择题（单选或多选）精确制导技术1、我军发现一架来犯敌机，在有效距离内，当即发射____导弹，将敌机击落。
（3222方案制导；3323无线电指令制导；2233惯性制导；2322被动红外寻的；3233GPS；2323半主动激光寻的）2、战略弹道导弹采用什么制导方法3、导弹靠接受辐射的能量制导的有哪些4、我军的一艘驱逐舰发现一架来犯的敌机，在有效距离内，当即发射3枚（）导弹击落敌机。
（方案制导；无线电指令制导；惯性制导；GPS；被动红外寻的；半主动激光寻的）5、（）制导方式易受敌方无线电波干扰。
（惯性；半主动激光寻的；半主动雷达寻的；有线指令；被动红外寻的）6、我军的一艘驱逐舰发现一驾来犯的敌机时，在有效距离内，当即发射3枚（空格）导弹击落敌机。
7、导弹发射后靠接收被攻击的目标反射的能量来取得导引信息的，这种制导方式是（）制导。
（2233半主动雷达寻的；3322被动式雷达寻的；3223主动式雷达寻的；3323被动红外寻的）8、敌人利用雾天空中能见度低，派遣了无数侦测机对我谋沿海地区实施侦测。
我地面防空部队和航空兵大队向敌机发射多枚地空导弹和空空导弹，其中3322制导导弹命中率最低。
（2233主动式雷达寻的；3232无限指令；3322半主动激光寻的；2332半主动？雷达寻的）9、某国受到外来侵略时，发射了多枚配有2323，2322，3323战略弹道导弹，攻击敌方战略目标。
（2322空气喷气发动机；3322常规弹头；2323惯性制导；2322火箭喷气发动机；3323核弹头；3223被动式导的制导）10、导弹发射后靠接收被攻击的目标辐射的能量来取得导引信息的，这种制导方式叫3322，3323制导。
（2233半主动雷达寻的；3322被动式雷达寻的；3223主动式雷达寻的；3323被动红外寻的）11、导弹发射后靠接收被攻击的目标辐射的能量来取得导引信息的，这种制导方式叫3322，3323制导。
（2233半主动雷达寻的；3322被动式雷达寻的；3223主动式雷达寻的；3323被动红外寻的）航天技术根据安装在“嫦娥一号”卫星上的激光高度计测得的数据，我国科学家绘制成功全月球的三维立体影像。
由此可知“嫦娥一号”的绕月轨道应是____（2322倾斜轨道；3223赤道轨道；3322极地轨道；2333静止轨道）地球同步轨道上的卫星有哪些种类近地圆形轨道上运行的人造地球卫星的发射速度为（）。
（v>7.9；11.2>v>7.9；v=7.9；11.2>v>=7.9）月球环绕速度为1.7千米/秒，脱离速度为2.4千米/秒。
嫦娥一号探月卫星在轨道高度200千米的月球圆轨道上运行，其环绕速度为（）。
（v>2.4；v=2.4；1.7<v<2.4；v<1.7；v=1.7）处于地球静止轨道上的人造卫星，在运转轨道上的卫星运行周期小于地球自转周期，卫星将均匀向（）漂移。
（地球方向；偏离地球方向；东；西）人造地球卫星的运行轨道高度在（120公里以上）。
决定人造地球卫星飞行寿命的最主要因素是（）（2233飞行速度；2322轨道高度；2222动力能源）运行在静止轨道上的卫星通常有（）一颗运行在近地轨道上的侦测卫星的环绕速度为7.9公里/秒，一颗运行在地球同步轨道上的导弹预警卫星的运行速度为2323。
（2232 7.9公里/秒；2332 大于7.9公里/秒；2323 小于7.9公里/秒；3222 0公里/秒；）电子对抗1、战时我通信站发现一敌人电台信号，立即对其实施同频率干扰，这种方式叫做____干扰（2323扫频式；3332欺骗式；3323瞄准式；2322阻塞式；2333杂波）2、雷达要实现侦察的条件3、雷达干扰的条件4、箔条的干扰类型5、某侦察机飞临敌人阵地上空侦查时，受敌方地面雷达跟踪，飞行员撒下干扰箔条，此种手段叫（）干扰。
（瞄准式；欺骗式；无源；有源；消极；积极；反射性器材；吸收性器材）6、雷达反侦察的措施7、以战略轰炸机采用了特殊的外形，涂抹和装填了特种材料，在被敌方雷达照射时，使敌方雷达波产生最大衰减，这一技术叫3322、3323、2322。
（3233有源干扰；3322无源干扰；3323吸收性器材干扰；2322消极干扰；2232积极干扰）8、我方雷达侦收机要干扰到敌人正在工作的雷达的技术参数，技术上必须具备（）条件，才能实现。
（2323选择对应的方式；2233覆盖整个雷达范围；3322强度足够）9、我方雷达侦收机要探测到敌人正在工作的雷达的技术参数，技术上必须具备2323，2233，3322的条件，才能实现。
（2323频率相同；2233敌机信号强度足以被接收；3322波束重合）激光技术1、激光和普通光相比，具有____特点。
（3322波长一致；2223传播速度快；2322传播中发散角小；2323亮度高；3223遇到物体能反射）2、激光的方向性强是指激光在传播中（）。
（2232以直线传播；3233以光速传播；3323发射角小；3223波长一致）夜视技术热像仪属于（）夜视器材。
（主动式；半主动式；被动式；红外）接收目标反射光线而成像的夜视器材有（）。
（第三代热像仪；SR微光夜视仪；第四代微光夜视仪；HBG主动式红外夜视仪）夜视观察敌方经过伪装的坦克和装甲车辆，可使用2322 夜视仪。
2233主动式红外3223第一代微光3232第四代微光2322热像利用目标和周围环境辐射红外线能力的不同而接收信息成像的夜视器材叫（）。