吐槽第二弹

新勋章get！🎉现在简直比中奖还让人兴奋哈哈～ 这一刻超有成就感！！好奇大家都搞到了多少勋章，最想要哪个勋章？

诸位，这次的答案都选“C”分别是独孤博偷袭了他和月霖石

诸位，这次的答案都选“C”分别是独孤博偷袭了他和月霖石，各自都奖励一张卡牌券

999天 哈哈哈ꉂꉂ(ᵔᗜᵔ*) 坚持下一个就是你(￣_,￣ )

终于全部拿到了

终于把这六个勋章都拿到了，阅读六分钟问题不大，就是连续十天阅读六分钟才可以把这六个勋章都拿到，就有点困难了，我老是忘记不过还好，终于全部拿到了

—通过次红团巨星揭示的失踪人口 简报易懂

B型恒星周围的系外行星 ——通过次红团巨星揭示的'失踪人口' Nature Communications 技术简报 一、文献信息与作者身份 1.1 期刊与著录 期刊：Nature Communications DOI：10.1038/s41467-026-75608-2 接收日期：2025年12月2日投稿 / 2026年7月3日接收 开放获取：是（CC BY-NC-ND 4.0） 1.2 作者与机构 第一作者：Wen-Xu Lin（林文旭），云南大学天文系 通讯作者：Sheng-Bang Qian（钱声邦），云南大学天文系 作者数：15人 作者全部来自中国：云南大学天文系（主导）、中科院云南天文台、中科院大学、云南民族大学。这是一篇由中国团队独立完成的Nature Communications论文。 1.3 关键设备与工具 星震学数据：TESS（凌星系外行星巡天卫星）——观测恒星表面的振荡模式 径向速度数据：日本冈山天体物理 observatory HIDO光谱仪 + 智利CTIO CHIRON光谱仪 恒星演化模型：MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）+ MIST网格 行星参数拟合：exoplanet Python工具包 + MCMC（马尔可夫链蒙特卡洛） 二、核心内容：发现了什么 2.1 一句话概括 研究者用星震学方法确认了四颗已知有行星的巨星——HD 2952、HD 120084、HIP 65891、HIP 67537——不是普通的红团簇星，而是'次红团簇'（secondary clump）星：它们的初始质量在2.3-2.9太阳质量之间，也就是说它们在主序阶段全部是B型恒星。这意味着这四颗恒星周围的巨行星，是在比太阳重得多的恒星周围形成的——填补了系外行星研究中长期缺失的'中等轨道距离'空白。 2.2 背景：B型恒星的行星为什么难找 B型恒星是宇宙中的'坏男孩'——它们很热（10,000 K以上）、很亮（太阳的几十到几百倍）、很重（2-8太阳质量）、转得飞快（赤道速度可达数百km/s）、还会剧烈脉动。这些特性让传统的找行星方法全部失效： 径向速度法（RV）：恒星被行星引力拉得来回摆动→光谱中的吸收线多普勒频移。但B型恒星的谱线极宽（快速自转导致）、还会脉动叠加噪声——测量精度从太阳类恒星的1 m/s劣化到几十m/s，根本测不到行星。 凌星法（Transit）：行星从恒星前面经过时挡住一点光。但B型恒星很大很亮，遮挡比例极小——一个木星大小的行星在太阳前面挡0.01%，在B型恒星前面只挡0.001%——而且TESS这类卫星的测光精度不够。 直接成像法：把恒星的光挡住直接拍行星。但只对'很远'（>10 AU）的行星有效——中等距离（1-5 AU）的行星离恒星太近，被恒星的光淹没。 结果：我们知道的B型恒星周围的行星要么在'很远'处（直接成像找到的）、要么在'很近'处（凌星找到的超短周期行星），'中等距离'（1-10 AU）——恰好是巨行星最常见的轨道范围——几乎空白。 2.3 次红团簇：B型恒星退役后的样子 所有恒星都会变老。太阳在100亿年后烧完核心氢，膨胀成红巨星，最后变成白矮星。质量在2-8太阳质量的B型恒星走的是另一条路：主序结束后膨胀成红巨星→氢壳燃烧→核心收缩到 helium点燃温度→氦核聚变点燃→恒星稳定在'水平支'阶段燃烧氦。 红团簇（Red Clump）：水平支阶段有一个特征——在赫罗图上大量恒星聚集在一个紧凑的区域（温度约4800-5000K、亮度约太阳的50-100倍），这就是红团簇。低质量恒星（<2.3 M☉）在红团簇位置燃烧氦——它们的氦核是简并的，氦点燃是'氦闪'（一瞬间整个核心点火）。 次红团簇（Secondary Clump）：质量稍大的恒星（2.3-8 M☉）的氦核是非简并的——氦点燃是温和的、渐进的。它们也出现在红团簇附近，但位置略有不同——这就是'次红团簇'。关键区别：次红团簇星的初始质量更高（2.3-8 M☉），也就是主序阶段的B型恒星。 通俗讲：次红团簇是'退休的B型恒星'——它们年轻时又热又亮又转得快，现在变老了、凉了、膨胀了。但它们的行星轨道还在——如果能确认恒星现在的质量，就能反推它年轻时的质量。这就像通过看一个60岁的人现在的体格，推断他20岁时是举重运动员还是长跑运动员。 2.4 星震学：用恒星表面的'地震'测质量 星震学（Asteroseismology）是确定次红团簇星身份的关键工具。恒星表面的气体在对流运动中产生声波——这些声波在恒星内部传播、在表面形成可观测的亮度振荡。TESS卫星测量这种亮度变化，提取出两个关键参数： ν_max（最大功率频率）：振荡功率谱中峰值对应的频率——与恒星表面的重力成正比。公式：ν_max ∝ g / √T_eff。四颗恒星的ν_max在46-98 μHz之间——对应10-13小时的振荡周期。 Δν（大频隙）：相邻两个振荡模式的频率差——与恒星平均密度成正比。公式：Δν ∝ √(M/R³)。四颗恒星的Δν在4.4-7.7 μHz之间。 从这两个参数加上温度，可以推导出恒星的质量和半径——这就是'星震学测质量'。四颗恒星的当前质量在2.28-2.66 M☉之间——全部落在次红团簇质量范围内。 2.5 ZAMS重构：回到年轻时的样子 ZAMS（Zero-Age Main Sequence，零龄主序）是指恒星刚到达主序时的状态。研究者用MESA恒星演化代码，在初始质量×金属丰度的二维网格中搜索——找到哪条演化轨迹最匹配现在的温度、亮度、质量和半径。 四颗恒星的ZAMS参数： HD 2952：初始2.42 M☉，Teff=10,642 K——B9.5V型主序星 HD 120084：初始2.66 M☉，Teff=10,929 K——B9V型主序星 HIP 65891：初始2.46 M☉，Teff=11,755 K——B8V型主序星 HIP 67537：初始2.81 M☉，Teff=11,154 K——B8.5V型主序星 四颗全部是B型恒星——不是猜的，是星震学+演化模型推导出来的。它们的初始温度都在10,600-11,800 K之间——太阳的Teff只有5,772 K，这些恒星年轻时是太阳的两倍热。 2.6 行星参数重测与存活检验 四颗行星的参数（重新分析后）： HD 2952 b：m·sin i = 4.35 M_Jup, a = 1.94 AU, P = 312天, e = 0.15 HD 120084 b：m·sin i = 4.35 M_Jup, a = 2.60 AU, P = 2129天, e = 0.48 HIP 65891 b：m·sin i = 4.48 M_Jup, a = 2.46 AU, P = 1086天, e = 0.09 HIP 67537 b：m·sin i = 4.47 M_Jup, a = 1.53 AU, P = 2523天, e = 0.58 关键检验：这些行星现在到恒星的距离还在——它们在恒星膨胀成红巨星的过程中存活了下来吗？研究者把潮汐耗散、恒星质量损失和风拖曳耦合到MESA演化轨迹上做积分。结果：恒星演化只对行星轨道产生轻微影响——潮汐衰减正比于(R/a)^8，行星距离a太大，恒星半径R即使膨胀到最大也只有a的极小比例；恒星质量损失使轨道缓慢扩张，部分抵消潮汐衰减。 结论：四颗行星的轨道可以从ZAMS一直演化到现在——不需要动力学俘获等额外机制。这些行星就是在B型恒星年轻时形成的，然后存活到了现在。 2.7 科学意义：打开了B型行星的'中等距离'窗口 这四颗系统填补了系外行星研究中的'中等轨道距离'空白——巨行星在B型恒星周围1-3 AU处的形成和存活。它们的偏心率分布（0.09-0.58）与低质量恒星周围巨行星的偏心率分布类似——说明形成机制可能相似。 未来：PLATO卫星将提供更多恒星的星震学质量；中国空间站巡天望远镜（CSST）的冷行星成像日冕仪将对中等距离巨行星有新的灵敏度。 三、故事：退休的坏男孩和他们的行星 宇宙中有些恒星很麻烦——它们又热又亮又转得飞快，像永不疲倦的运动员。这些是B型恒星，温度10,000 K以上，质量2-8个太阳。我们太阳的表面温度只有5,772 K。B型恒星是银河系中的少数——大约一千颗恒星里才有一颗——但它们对理解行星形成至关重要，因为它们周围的盘比太阳的盘更热更重，行星形成的物理条件完全不同。 问题在于：B型恒星周围的行星几乎找不到。用径向速度法？B型恒星的谱线被快速自转拉宽到无法测量精确的多普勒频移。用凌星法？B型恒星又大又亮，行星挡住的比例极小。用直接成像？只看得到离恒星很远的行星，中等距离的被恒星的光淹没。所以几十年来，B型恒星周围的行星要么在'很远'处被发现（几十AU的成像伴星），要么在'很近'处被发现（几天周期的凌星行星），中间地带——恰好是巨行星最常出现的1-5 AU——几乎空白。 云南大学天文系的林文旭和钱声邦想出了一个绕过障碍的办法：不要直接找B型恒星的行星——去找'退休的'B型恒星。 B型恒星也会老。它们在主序阶段燃烧氢几千万到几亿年（太阳是100亿年——B型恒星活得短），然后膨胀成红巨星，核心的氦点燃，稳定在'红团簇'阶段燃烧氦。这时候它们凉了（温度降到4,800-5,000 K）、变大了（半径10-13个太阳）、也慢了——谱线变窄了，可以测径向速度了。 但'普通'的红团簇星（初始质量<2.3 M☉，年轻时是A或F型恒星）和'次红团簇'星（初始质量2.3-8 M☉，年轻时是B型恒星）在赫罗图上几乎重合——光看温度和亮度分不出来。要区分它们，需要测量恒星的质量——而星震学是唯一能在远处精确测质量的工具。 星震学的原理：恒星表面的气体在对流中产生声波。声波在恒星内部传播——有些频率的声波恰好形成共振，在表面形成可观测的亮度振荡。TESS卫星测量这种微弱的亮度变化（千分之一到万分之一的幅度），提取出两个关键参数：最大功率频率ν_max和频率间距Δν。从这两个参数加温度就能算出质量和半径——精度可达3-5%。 团队选了四颗已知有行星的巨星——HD 2952、HD 120084、HIP 65891、HIP 67537。它们都是用径向速度法找到的巨行星宿主——以前的论文把它们当普通的中等质量巨星处理，质量估计在1.5-2.5 M☉左右，误差很大。 星震学测出来的当前质量是2.28-2.66 M☉——全部在次红团簇范围内。然后用MESA恒星演化模型往回推：它们的初始质量是2.42-2.81 M☉——全部是B型恒星。 这四颗行星是在B型恒星年轻时形成的——这意味着它们在更热、更重、更亮、辐射更强的原行星盘中形成和迁移。它们的轨道偏心率从0.09到0.58不等——和低质量恒星周围的巨行星分布类似——说明行星形成的核心机制（核吸积）在不同质量的恒星周围都能工作。 但这还不是全部的问题。B型恒星变老时会膨胀——半径从2-3个太阳膨胀到10-13个太阳。行星离恒星只有1.5-2.6 AU——恒星膨胀会不会吞掉行星？研究团队做了轨道演化积分：潮汐衰减正比于(R/a)的8次方，恒星半径即使膨胀到最大也只有行星距离的极小比例——衰减非常微弱。恒星质量损失反而使轨道扩张。净结果：四颗行星都可以从ZAMS一直存活到现在——不需要任何额外的机制。 HD 120084的偏心率高达0.48——在恒星膨胀过程中几乎没变。HIP 67537的偏心率0.58——接近'棕矮星沙漠'的边界（HD 67537 b接近13倍木星质量的下限）。这些细节为未来更精细的轨道演化模型提供了基准。 这篇论文真正打开的窗口是：通过'退休的B型恒星'间接研究B型恒星的行星——在直接探测技术不够用的时代，这是唯一可行的方法。未来PLATO卫星将批量做星震学测质量；中国的CSST望远镜的日冕仪将直接看到中等距离的巨行星。到那时，今天用间接方法推断的结论就可以被直接验证了。 — 简报完 —

—通过次红团巨星揭示的失踪人口 简报易懂

B型恒星周围的系外行星 ——通过次红团巨星揭示的'失踪人口' Nature Communications 技术简报 一、文献信息与作者身份 1.1 期刊与著录 期刊：Nature Communications DOI：10.1038/s41467-026-75608-2 接收日期：2025年12月2日投稿 / 2026年7月3日接收 开放获取：是（CC BY-NC-ND 4.0） 1.2 作者与机构 第一作者：Wen-Xu Lin（林文旭），云南大学天文系 通讯作者：Sheng-Bang Qian（钱声邦），云南大学天文系 作者数：15人 作者全部来自中国：云南大学天文系（主导）、中科院云南天文台、中科院大学、云南民族大学。这是一篇由中国团队独立完成的Nature Communications论文。 1.3 关键设备与工具 星震学数据：TESS（凌星系外行星巡天卫星）——观测恒星表面的振荡模式 径向速度数据：日本冈山天体物理 observatory HIDO光谱仪 + 智利CTIO CHIRON光谱仪 恒星演化模型：MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）+ MIST网格 行星参数拟合：exoplanet Python工具包 + MCMC（马尔可夫链蒙特卡洛） 二、核心内容：发现了什么 2.1 一句话概括 研究者用星震学方法确认了四颗已知有行星的巨星——HD 2952、HD 120084、HIP 65891、HIP 67537——不是普通的红团簇星，而是'次红团簇'（secondary clump）星：它们的初始质量在2.3-2.9太阳质量之间，也就是说它们在主序阶段全部是B型恒星。这意味着这四颗恒星周围的巨行星，是在比太阳重得多的恒星周围形成的——填补了系外行星研究中长期缺失的'中等轨道距离'空白。 2.2 背景：B型恒星的行星为什么难找 B型恒星是宇宙中的'坏男孩'——它们很热（10,000 K以上）、很亮（太阳的几十到几百倍）、很重（2-8太阳质量）、转得飞快（赤道速度可达数百km/s）、还会剧烈脉动。这些特性让传统的找行星方法全部失效： 径向速度法（RV）：恒星被行星引力拉得来回摆动→光谱中的吸收线多普勒频移。但B型恒星的谱线极宽（快速自转导致）、还会脉动叠加噪声——测量精度从太阳类恒星的1 m/s劣化到几十m/s，根本测不到行星。 凌星法（Transit）：行星从恒星前面经过时挡住一点光。但B型恒星很大很亮，遮挡比例极小——一个木星大小的行星在太阳前面挡0.01%，在B型恒星前面只挡0.001%——而且TESS这类卫星的测光精度不够。 直接成像法：把恒星的光挡住直接拍行星。但只对'很远'（>10 AU）的行星有效——中等距离（1-5 AU）的行星离恒星太近，被恒星的光淹没。 结果：我们知道的B型恒星周围的行星要么在'很远'处（直接成像找到的）、要么在'很近'处（凌星找到的超短周期行星），'中等距离'（1-10 AU）——恰好是巨行星最常见的轨道范围——几乎空白。 2.3 次红团簇：B型恒星退役后的样子 所有恒星都会变老。太阳在100亿年后烧完核心氢，膨胀成红巨星，最后变成白矮星。质量在2-8太阳质量的B型恒星走的是另一条路：主序结束后膨胀成红巨星→氢壳燃烧→核心收缩到 helium点燃温度→氦核聚变点燃→恒星稳定在'水平支'阶段燃烧氦。 红团簇（Red Clump）：水平支阶段有一个特征——在赫罗图上大量恒星聚集在一个紧凑的区域（温度约4800-5000K、亮度约太阳的50-100倍），这就是红团簇。低质量恒星（<2.3 M☉）在红团簇位置燃烧氦——它们的氦核是简并的，氦点燃是'氦闪'（一瞬间整个核心点火）。 次红团簇（Secondary Clump）：质量稍大的恒星（2.3-8 M☉）的氦核是非简并的——氦点燃是温和的、渐进的。它们也出现在红团簇附近，但位置略有不同——这就是'次红团簇'。关键区别：次红团簇星的初始质量更高（2.3-8 M☉），也就是主序阶段的B型恒星。 通俗讲：次红团簇是'退休的B型恒星'——它们年轻时又热又亮又转得快，现在变老了、凉了、膨胀了。但它们的行星轨道还在——如果能确认恒星现在的质量，就能反推它年轻时的质量。这就像通过看一个60岁的人现在的体格，推断他20岁时是举重运动员还是长跑运动员。 2.4 星震学：用恒星表面的'地震'测质量 星震学（Asteroseismology）是确定次红团簇星身份的关键工具。恒星表面的气体在对流运动中产生声波——这些声波在恒星内部传播、在表面形成可观测的亮度振荡。TESS卫星测量这种亮度变化，提取出两个关键参数： ν_max（最大功率频率）：振荡功率谱中峰值对应的频率——与恒星表面的重力成正比。公式：ν_max ∝ g / √T_eff。四颗恒星的ν_max在46-98 μHz之间——对应10-13小时的振荡周期。 Δν（大频隙）：相邻两个振荡模式的频率差——与恒星平均密度成正比。公式：Δν ∝ √(M/R³)。四颗恒星的Δν在4.4-7.7 μHz之间。 从这两个参数加上温度，可以推导出恒星的质量和半径——这就是'星震学测质量'。四颗恒星的当前质量在2.28-2.66 M☉之间——全部落在次红团簇质量范围内。 2.5 ZAMS重构：回到年轻时的样子 ZAMS（Zero-Age Main Sequence，零龄主序）是指恒星刚到达主序时的状态。研究者用MESA恒星演化代码，在初始质量×金属丰度的二维网格中搜索——找到哪条演化轨迹最匹配现在的温度、亮度、质量和半径。 四颗恒星的ZAMS参数： HD 2952：初始2.42 M☉，Teff=10,642 K——B9.5V型主序星 HD 120084：初始2.66 M☉，Teff=10,929 K——B9V型主序星 HIP 65891：初始2.46 M☉，Teff=11,755 K——B8V型主序星 HIP 67537：初始2.81 M☉，Teff=11,154 K——B8.5V型主序星 四颗全部是B型恒星——不是猜的，是星震学+演化模型推导出来的。它们的初始温度都在10,600-11,800 K之间——太阳的Teff只有5,772 K，这些恒星年轻时是太阳的两倍热。 2.6 行星参数重测与存活检验 四颗行星的参数（重新分析后）： HD 2952 b：m·sin i = 4.35 M_Jup, a = 1.94 AU, P = 312天, e = 0.15 HD 120084 b：m·sin i = 4.35 M_Jup, a = 2.60 AU, P = 2129天, e = 0.48 HIP 65891 b：m·sin i = 4.48 M_Jup, a = 2.46 AU, P = 1086天, e = 0.09 HIP 67537 b：m·sin i = 4.47 M_Jup, a = 1.53 AU, P = 2523天, e = 0.58 关键检验：这些行星现在到恒星的距离还在——它们在恒星膨胀成红巨星的过程中存活了下来吗？研究者把潮汐耗散、恒星质量损失和风拖曳耦合到MESA演化轨迹上做积分。结果：恒星演化只对行星轨道产生轻微影响——潮汐衰减正比于(R/a)^8，行星距离a太大，恒星半径R即使膨胀到最大也只有a的极小比例；恒星质量损失使轨道缓慢扩张，部分抵消潮汐衰减。 结论：四颗行星的轨道可以从ZAMS一直演化到现在——不需要动力学俘获等额外机制。这些行星就是在B型恒星年轻时形成的，然后存活到了现在。 2.7 科学意义：打开了B型行星的'中等距离'窗口 这四颗系统填补了系外行星研究中的'中等轨道距离'空白——巨行星在B型恒星周围1-3 AU处的形成和存活。它们的偏心率分布（0.09-0.58）与低质量恒星周围巨行星的偏心率分布类似——说明形成机制可能相似。 未来：PLATO卫星将提供更多恒星的星震学质量；中国空间站巡天望远镜（CSST）的冷行星成像日冕仪将对中等距离巨行星有新的灵敏度。 三、故事：退休的坏男孩和他们的行星 宇宙中有些恒星很麻烦——它们又热又亮又转得飞快，像永不疲倦的运动员。这些是B型恒星，温度10,000 K以上，质量2-8个太阳。我们太阳的表面温度只有5,772 K。B型恒星是银河系中的少数——大约一千颗恒星里才有一颗——但它们对理解行星形成至关重要，因为它们周围的盘比太阳的盘更热更重，行星形成的物理条件完全不同。 问题在于：B型恒星周围的行星几乎找不到。用径向速度法？B型恒星的谱线被快速自转拉宽到无法测量精确的多普勒频移。用凌星法？B型恒星又大又亮，行星挡住的比例极小。用直接成像？只看得到离恒星很远的行星，中等距离的被恒星的光淹没。所以几十年来，B型恒星周围的行星要么在'很远'处被发现（几十AU的成像伴星），要么在'很近'处被发现（几天周期的凌星行星），中间地带——恰好是巨行星最常出现的1-5 AU——几乎空白。 云南大学天文系的林文旭和钱声邦想出了一个绕过障碍的办法：不要直接找B型恒星的行星——去找'退休的'B型恒星。 B型恒星也会老。它们在主序阶段燃烧氢几千万到几亿年（太阳是100亿年——B型恒星活得短），然后膨胀成红巨星，核心的氦点燃，稳定在'红团簇'阶段燃烧氦。这时候它们凉了（温度降到4,800-5,000 K）、变大了（半径10-13个太阳）、也慢了——谱线变窄了，可以测径向速度了。 但'普通'的红团簇星（初始质量<2.3 M☉，年轻时是A或F型恒星）和'次红团簇'星（初始质量2.3-8 M☉，年轻时是B型恒星）在赫罗图上几乎重合——光看温度和亮度分不出来。要区分它们，需要测量恒星的质量——而星震学是唯一能在远处精确测质量的工具。 星震学的原理：恒星表面的气体在对流中产生声波。声波在恒星内部传播——有些频率的声波恰好形成共振，在表面形成可观测的亮度振荡。TESS卫星测量这种微弱的亮度变化（千分之一到万分之一的幅度），提取出两个关键参数：最大功率频率ν_max和频率间距Δν。从这两个参数加温度就能算出质量和半径——精度可达3-5%。 团队选了四颗已知有行星的巨星——HD 2952、HD 120084、HIP 65891、HIP 67537。它们都是用径向速度法找到的巨行星宿主——以前的论文把它们当普通的中等质量巨星处理，质量估计在1.5-2.5 M☉左右，误差很大。 星震学测出来的当前质量是2.28-2.66 M☉——全部在次红团簇范围内。然后用MESA恒星演化模型往回推：它们的初始质量是2.42-2.81 M☉——全部是B型恒星。 这四颗行星是在B型恒星年轻时形成的——这意味着它们在更热、更重、更亮、辐射更强的原行星盘中形成和迁移。它们的轨道偏心率从0.09到0.58不等——和低质量恒星周围的巨行星分布类似——说明行星形成的核心机制（核吸积）在不同质量的恒星周围都能工作。 但这还不是全部的问题。B型恒星变老时会膨胀——半径从2-3个太阳膨胀到10-13个太阳。行星离恒星只有1.5-2.6 AU——恒星膨胀会不会吞掉行星？研究团队做了轨道演化积分：潮汐衰减正比于(R/a)的8次方，恒星半径即使膨胀到最大也只有行星距离的极小比例——衰减非常微弱。恒星质量损失反而使轨道扩张。净结果：四颗行星都可以从ZAMS一直存活到现在——不需要任何额外的机制。 HD 120084的偏心率高达0.48——在恒星膨胀过程中几乎没变。HIP 67537的偏心率0.58——接近'棕矮星沙漠'的边界（HD 67537 b接近13倍木星质量的下限）。这些细节为未来更精细的轨道演化模型提供了基准。 这篇论文真正打开的窗口是：通过'退休的B型恒星'间接研究B型恒星的行星——在直接探测技术不够用的时代，这是唯一可行的方法。未来PLATO卫星将批量做星震学测质量；中国的CSST望远镜的日冕仪将直接看到中等距离的巨行星。到那时，今天用间接方法推断的结论就可以被直接验证了。 — 简报完 —

新勋章get！🎉现在简直比中奖还让人兴奋哈哈～ 这一刻超有成就感！！好奇大家都搞到了多少勋章，最想要哪个勋章？

评价《半岛：恋爱系爱豆》，黄皮白心天龙人的自嗨作品

在我看来，主角和抖音里面天天高喊着我爱中国，实际上只是爱中国钱的老外，没有本质区别。以下是正经书评： 这么多人好评吗？我不相信。简介里说了事业恋爱五五开，多写日常。刚开始我没明白啥意思，难道恋爱不是日常嘛，还要专门提点出来。结果我看了前三四章，都写了三四章了，一直在介绍家庭背景，这部分情节就能水个几万字。这到底是怎么样的一坨？水就水吧，能讲故事就行了，结果一直在说主角的种种感悟，根本就没有讲故事。我一段段读下来，好像读了很多，又想什么都没有读到。我突然就明白作者的脑回路了。 正常韩娱主角的日常好比：表演结束了，好累啊，陪女朋友出去玩，旅旅游，温馨有趣的一段故事。这个主角的日常就好比：我吃了一顿饭，这个食材多么稀缺，一般人吃不到，但是对于我这辈子来说洒洒水，取决于我想不想吃。然后由此引申一大部分作者的看法巴拉巴拉的。就是硬水。后来我实在忍不住，就把进度往后拉，都几十章没有出道，我是真的不能理解，写啥玩意能写这么多字啊，愣是一点正事也没干，全用在插科打诨上了。 其实前面的都是小问题，好多书都有这样的毛病，最让我忍不住的，是这个主角的人设问题。明明是黄皮白心天龙人，愣是要装成黄皮黄心爱国人。就单单前五章，东大这个词汇就出来了不下十次。天天说着对东大多么向往，对牢美和牢韩有多排斥，结果天龙人愣是没想过回国发展。 2013年，国内的机遇不少吧，普通人重生了把握不住，结果记忆宫殿加天龙人资本也把握不住嘛？还不是就没想过回去。又想写韩娱又想讨好读者，“看吧，虽然我写的韩娱，但是我是美国国籍，即便我以后就在这里发展了，但是前世我就看不起半岛，重生了我也看不上这里。” 这时候就有人来问我了，这不是韩娱嘛，要真是回国发展了，还算什么韩娱。对啊，既然已经写韩娱了，为什么还要时不时把国内拉出来提点一句，我甚至还检索了一下，不到一百万字的内容里，“东大”两个词汇住下了不下两百次。 且我最讨厌这种二鬼子，我感觉这和那些缺钱了就来国内赚钱的外国明星一样可憎。尤其是当我看到，主角自己韩国家庭的父母都知道主角看不上韩国，主角是个精神东大人，更是给我看吐了。一个人在一个地方住了十几年，愣是一点感情都没有，这样的人真的能产生真心实意么。就类比一下啊，如果我的孩子被半岛人夺舍了，小崽子天天说半岛是他的精神祖国，看不上国内巴拉巴拉的，我立马给他两拳，让他知道什么叫铁拳。这两巴掌还得得上指虎才够劲。 说了这么多，我就是希望写小说能不能纯粹些，不要搞那些有的没的政治立场，思想碰撞，单纯一些。小说最重要的事情还得是好看，国籍真的不是每次提出来水一段的资本，更何况是这种只说不做的人设。且别说东大国籍，半岛国籍，就算是印度国籍，甚至主角是一直科莫多巨蜥化人，只要好看，这都不重要。如过主写思维碰撞的小说，这样的书有很多，我没必要在一本韩娱里面看这种剧情，ok？

终于全部拿到了

终于把这六个勋章都拿到了，阅读六分钟问题不大，就是连续十天阅读六分钟才可以把这六个勋章都拿到，就有点困难了，我老是忘记不过还好，终于全部拿到了

就是封面的q版

到手的時候被可愛死了

足球类新作

足球类新作，主角设定本身就是天才，再加上一个类似熟练度的系统，魂穿，父辈是华裔，16-17赛季加入马拉多纳曾经呆过的地方—那不勒斯，后续猜测进入利物浦，目前正在参加，欢迎各位书友阅读

作者大大是个假装高冷但话痨的俗人。