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在地震荷载作用下,自由场地会产生土体侧向变形和地表响应放大现象。由于土体的高度非线性,计算自由场地地震响应时,不同的阻尼比及剪切模量取值是造成其计算结果与试验结果相差较大的原因之一。目前动力计算常采用瑞利阻尼方法,其系数取值会在一定程度上影响计算结果。选用两模态简化瑞利阻尼系数计算方法,分析土体阻尼比及控制频率的取值对计算结果的影响,对比离心机模型试验,利用开源有限元平台OpenSees,采用适合于土体动力分析的多屈服面本构模型(PDMY),建立剪切梁模型模拟三维自由场地,并分析瑞利阻尼参数对自由场地地震响应和侧向变形计算结果的影响。结果表明,针对相对密度为60%的Nevada干砂,阻尼比为4%、控制频率比为5时,场地响应计算结果与试验结果较为符合。综合分析显示场地非线性响应时域计算时,应特别注意选用的瑞利阻尼参数值。 相似文献
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地震走时层析成像是地球物理反演中成熟的方法之一,已在许多领域得到广泛应用,并取得了良好的效果。本文介绍的地震层析成像方法包括模型参数化、射线追踪和理论走时计算、非线性方程组的线性化、线性化方程组的求解以及解的评价。观测数据使用了中国地震局地球物理勘探中心在岫岩陨石坑取得的浅层地震折射资料,反演得到两条近垂直交叉剖面的P波速度结构。结果表明,该坑为一简单坑,直接撞击形成的区域为直径约1.8km、深度约700m的坑体;坑中心深度约700m周围以及向下出现的7.0km/s以上的高波速可能是陨石撞击时所产生的高温高压使表层岩石达到熔融状态,改变了围岩的性质,致使围岩速度升高。 相似文献
95.
针对电液伺服振动台单纯的以位移控制为基础存在着使用频率狭窄和系统阻尼小的缺陷而不能很好地实现波形复现的问题,本文根据地震模拟振动台振动控制系统的工作性能,在对液压系统进行一定线性化处理的基础之上,搭建了系统的数学模型.在单纯位移控制的基础上,增加了加速度和速度环节设计三参量控制器,分别用PID控制和三参量控制的方法对电液振动台进行仿真研究,比较了PID控制和三参量控制的优缺点.仿真结果表明,三参量的方法能有效地增大系统阻尼防止共振破坏,增强了系统的稳定性. 相似文献
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讨论了内阻尼网络对捷联惯导系统的影响,指出载体在导航系内的加速度直接影响系统精度;分析了相关文献模糊内阻尼算法的适用前提及局限性,并提出改进算法。首先利用载体解算的姿态和速度信息对载体系内加速度计输出信息进行相应坐标变换和补偿;而后采用固定点滤波对其进行消噪处理;最后将处理后的数据输入模糊判别器以判断捷联惯导系统的工作方式。仿真和试验结果显示,本文算法更能准确地判断载体运动状态。46h海上导航数据表明,本文算法能准确判断舰船状态而合理选择系统阻尼状态,使系统最大速度误差由2m/s提高到1m/s。 相似文献
97.
次固结系数通常被认为是一个常数,然而,大量的实验数据表明,随着时间的改变次固结系数也发生着变化。同样,大量的试验表明次固结系数与固结压力、压缩指数、含水率以及塑性指数有着一定的相关性。本文在着重研究北京平原区软弱黏性土次固结特性的基础上,对其规律进行了总结和分析。结果表明:对超固结土,次固结系数随荷载的增大而增大; 对正常固结土,次固结系数随荷载增大而减小。次固结系数亦随着土样含水率和塑性指数的增长呈线性增长趋势,且Cα/Cc比值为常数。 相似文献
98.
电线积冰物理过程与数值模拟研究进展 总被引:1,自引:0,他引:1
电线积冰对人们的日常生活、电力系统、通信系统等造成了巨大的影响,人们越来越关注电线积冰的形成条件及物理过程,包括气象条件、气流动力学、液滴运动轨迹以及热力学过程。通过外场观测、室内实验和数值模拟研究的不断开展,揭示出电线积冰质量增长过程决定于云降水粒子谱分布、碰撞效率、黏性率、冻结率、碰撞速度和角度等微物理参数,这些参数又受控于降水率、云雾含水量、温度、湿度、风向、风速等宏观气象条件。通过数值模式已可进行电线积冰量和积冰持续时间的定量研究和预测,进而在开发垂冰模式和形态模式等方面也取得了新的进展。在总结过去60多年来电线积冰物理机制和数值模拟研究主要成果的基础上,对开展进一步的深入研究进行了展望。 相似文献
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从理论上定量分析机械摆和环路滤波等开环诸参数变化对速度传感反馈地震计闭环参数的影响.研究指出,在环路设计中可半自由选取的开环阻尼取值对参数稳定性有重要影响.过大或过小的开环阻尼取值均可能造成参数稳定性急剧变差,影响地震计在只标不调的状况下长期连续稳定工作. 相似文献
100.
Using a non-local and time-dependent theory of convection, we have cal- culated the linear non-adiabatic oscillations of the radial and low-degree F-p39 modes for evolutionary models from the main sequence to the asymptotic giant branch for stars with solar abundance (X = 0.70, Z = 0.02) in the mass range of 0.6-3.0 3//o. The results show that iow luminosity cool stars tend to be solar-like oscillators, whose low-order modes are stable, but intermediate and high order p-modes are pulsationally unstable; their unstable modes have a wide range in frequency and small values for amplitude growth rates. For stars with increasing luminosity and therefore lower tem- perature, the unstable modes shift towards lower orders, the corresponding range of frequency decreases, and the amplitude growth rate increases. High luminosity red gi- ant stars behave like typical Mira-like oscillators. The effects of the coupling between convection and oscillations on pulsational instability have been carefully analyzed in this work. Our research shows that convection does not simply act as a damping mechanism for oscillations, and the complex nature of the coupling between convec- tion and oscillations makes turbulent convection sometimes behave as damping, and sometimes as excitation. Such a picture can not only naturally account for the red edge of the instability strip, but also the solar-like oscillations in low luminosity red stars and Mira-like ones in high luminosity red giants. 相似文献