比浏览器更快的访问！
19 关系: 大爆炸，天秤座，天文与天体物理学报，威尔金森微波各向异性探测器，宾夕法尼亚州立大学，宇宙的年龄，依巴谷星表，哈勃空间望远镜，瑪土撒拉，超新星，金屬量，HD星表，HE 1327-2326，SDSS J102915+172927，SIMBAD，SMSS J031300.36-670839.3，恒星，次巨星，普朗克卫星。
大爆炸
--又稱大--靂（Big Bang），是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型，这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年，并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论，又在场方程的求解上作出了一定的简化（例如宇宙學原理假设空间的和各向同性）。1922年，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体，从而给出了这一模型的场方程。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现，从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点，这个解后来被称作弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态，大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因，粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到目前为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中，最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.
新！!: HD 140283和大爆炸 · 查看更多 »
天秤座
天秤座（Libra，天文符号：♎）是黄道星座之一，為托勒密星座之一。位于室女座与天蝎座之间，这个星座有十几颗使用8英寸（20厘米）或更大望远镜可见的星系，星座中最亮的四颗星α、β、γ、σ构成一个四边形，β星又和春季大三角构成一个大菱形，天秤座β星的中名是「氐宿四」，它是全天惟一一颗肉眼可以看见为绿色的星。天秤座α星「氐宿一」，是一顆雙星，由亮度5.2的α1與亮度2.8的α2所構成，呈藍白色。.
新！!: HD 140283和天秤座 · 查看更多 »
天文与天体物理学报
天文与天体物理学报（英文：Astronomy and Astrophysics）是一家欧洲的纸质学术期刊，领域为理论、观测以及仪器方面的天文学和天体物理学研究。.
新！!: HD 140283和天文与天体物理学报 · 查看更多 »
威尔金森微波各向异性探测器
威爾金森微波各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，簡稱WMAP）是美國國家航空暨太空總署的人造衛星，目的是探測宇宙中大爆炸後殘留的輻射熱，2001年6月30日，WMAP搭载德尔塔II型火箭在佛羅里達州卡纳维拉尔角的肯尼迪航天中心發射升空。 由於宇宙間殘存著大霹靂的熱輻射（即為宇宙微波背景輻射），而WMAP的目的就是測量這些熱輻射的極小差異。這計畫由查爾斯·本內特教授及約翰·霍普金斯大學所領導，與美國太空總署戈達德太空飛行中心及普林斯頓大學合作。WMAP太空船在2001六月30日七點46分46秒於佛羅里達升空，是COBE太空任務的繼承者之一，也是中級探索者系列衛星的一員。2003年，為了紀念曾為研究計畫一員的宇宙學家大衛·威爾金森，MAP更名為WMAP。WMAP在圍繞日-地系統的L2點運行，離地球1.5×106公里。2012年十二月20日，研究團隊發佈了WMAP九年數據及相關影像。 WMAP的測量在建立最近的宇宙標準模型（宇宙常數－冷暗物質模型，或稱ΛCDM模型）中扮演了關鍵的角色。宇宙常數－冷暗物質模型是是一種以宇宙常數型態表示的暗能量為主導的宇宙模型，這模型與WMAP數據及其他宇宙學數據吻合，並且緊密的相互趨近。在宇宙常數－冷暗物質模型中，宇宙年齡為137.72 ± 0.059億年。由金氏世界記錄鑑定，WMAP的任務使宇宙的年齡精確度優於1%。現在的宇宙膨脹速率（見哈伯常數）為69.32 ± 0.80 （公里/秒）/百萬秒差距。宇宙的組成中有 4.628 ± 0.093%的一般重子物質，有24.02+0.88−0.87%既不吸收也不放射光的的冷暗物質（CDM），有71.35+0.95−0.96% 使宇宙加速膨脹的的暗能量。而微中子在宇宙含量中佔不到1%，但WMAP的測量發現其存在。該團隊於2008年首次發現，證實了宇宙微中子背景輻射的存在，微中子的有效種類為3.26 ± 0.35。尤拉平面幾何的曲率（Ωk）為-0.0027+0.0039−0.0038。WMAP的測量在很多方面也支持宇宙是平坦的，包括平坦測量。 根據「科學」雜誌，WMAP在2003年有重大突破。這任務的成果論文榮登2003年後超熱門科學文章排行榜的第一及第二名。在 INSPIRE-HEP數據庫中，物理與天文學引用最多次的論文只有三篇是在2000年以後發表的，而這三篇皆由WMAP發佈。在2010年三月27日，貝內特、來曼、大衛榮獲2010年的邵逸夫獎，以褒揚他們WMAP對天文界的貢獻。 2010年十月，WMAP太空船經過九年的運作，終於功成身退，安息在日心軌道上。天文學及物理高級審查小組在2010年九月於美國太空總署核准了總共九年的WMAP作業，所有WMAP的數據都會仔細檢查並公諸於世。 有些宇宙標準模型的數據型態不同於一般的統計。例如極大角度的測量中，四極矩的數據可能小於模型所預測的，但此不一致性並不顯著。比較小的角度，如大的冷班點及其他數據特徵等，在統計數據上反而較為明顯，而研究將會繼續往這些方面進行。.
新！!: HD 140283和威尔金森微波各向异性探测器 · 查看更多 »
宾夕法尼亚州立大学
宾夕法尼亚州立大学（Pennsylvania State University），是位于美国宾夕法尼亚州的一所著名的公立研究型大学。美宾夕法尼亚州立大学在宾夕法尼亚州全境有24个校区，其中最大的也是主校区为University Park。宾州州立大学的University Park校区在全美公立大学中排名第八名。宾州州立大学University Park校区在校学生人数47,261人，宾州州立大学系统全部24个分校的在校学生人数約85,722人，加World Campus 13,411人，根據2016年資料：總計99,133人，是全美最大的十所公立大学之一。.
新！!: HD 140283和宾夕法尼亚州立大学 · 查看更多 »
宇宙的年龄
宇宙的年龄是指自大爆炸开始至今所流易的时间，当今理论和观测认为这个年龄在136亿年到138亿年之间。这个不确定的区间是从多个科研项目的研究结果的共识中取得的，其中使用的先进的科研仪器和方法已经能够将这个测量精度提升到相当高的量级。这些科研项目包括对宇宙微波背景辐射的测量以及对宇宙膨胀的多种测量手段。对宇宙微波背景辐射的测量给出了宇宙自大爆炸以来的冷却时间，而对宇宙膨胀的测量则给出了能够计算宇宙年龄的精确数据。 根据2013年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.98 ± 0.37亿年。.
新！!: HD 140283和宇宙的年龄 · 查看更多 »
依巴谷星表
依巴谷星表和第谷星表（Tycho-1）是歐洲太空總署的依巴谷衛星成果的主要產物。這顆衛星在1989年11月至1993的3月的四年任務中，傳回了許多高精度的科學數據。 依巴谷星表至少列出了118,000顆天體測量學上精確度在千分之一弧秒恆星，而第谷星表 列出的則略微超過1,050,000顆恆星。 這份星表包含很大數量的高精密度天體位置和測光數據。另外伴生的附錄是變星、雙星和聚星的特性數據，和太陽系的天文測量和測光數據。主要的部分提供了可以印製和以機器閱讀的版本。 全球性的數據分析，需要處理1,000兆比特未經加工的衛星原始數據，這是一件複雜且需要漫長時間的工作，由NDAC和先進科學和技術基金會承擔，共同製做出依巴谷目錄。第四個參與合作的科學機構是INCA，負責撰寫依巴谷衛星的觀測程式和編譯成最佳化的數據選擇，在發射前就先安置在衛星的輸出目錄中。依巴谷和第谷星表的成果使歐洲太空總署等四個團體的繁雜工作得到形式上的正式結束。.
新！!: HD 140283和依巴谷星表 · 查看更多 »
哈勃空间望远镜
哈勃太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST），是以天文學家愛德溫·哈伯為名，在地球軌道的望遠鏡。哈勃望远镜接收地面控制中心（美国马里兰州的霍普金斯大学内）的指令并将各种观测数据通过无线电传输回地球。由于它位于地球大氣層之上，因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處：影像不受大氣湍流的擾動、視相度絕佳，且无大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。於1990年發射之後，已經成為天文史上最重要的儀器。它成功弥补了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文学上的基本問題，使得人类对天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場则是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。 哈勃太空望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、史匹哲太空望遠鏡都是美國太空總署大型轨道天文台计划的一部分。哈勃空间望远镜由NASA和ESA合作共同管理。.
新！!: HD 140283和哈勃空间望远镜 · 查看更多 »
瑪土撒拉
土撒拉（מתושלח；；現代希伯來文：Mətušélaḥ， Mətušálaḥ；Methuselah），天主教《聖經思高本》譯為默突舍拉，在《希伯來聖經》的記載中，亞當第7代的子孫，是最長壽的人，據說他在世上活了969年。 瑪土撒拉是以諾（哈諾客）的兒子，在187歲時誕下拉麥（拉默客），而拉麥是挪亞（諾厄）的父親。 瑪土撒拉在希伯萊語中是「帶著鏢矛的男人」，另一個意思是「他死後將帶來」。據聖經記載，在瑪土撒拉969歲那年，希伯來曆世界紀元1656年的第11個瑪西班月，他過世了。在瑪土撒拉死去後7天，世界發生大洪水。他的長壽使其名字成為了不少古老東西的代名詞。.
新！!: HD 140283和瑪土撒拉 · 查看更多 »
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
新！!: HD 140283和超新星 · 查看更多 »
金屬量
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語，它是指恒星之內除了氫和氦元素之外，其他的化學元素所占的比例（這個術語不同於一般所認知的“金屬”，因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量，天文學家將所有更重的元素都視為金屬。） 。例如，碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”，但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時，依據大霹靂的理論，它幾乎完全都是氫原子，經由太初核合成，創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星，被認為是第三星族星，完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素，然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然，它們存在於主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来，被觀測到最老的恒星，被認為是第二星族星，有非常少量的金屬；後續世代出生的恒星，因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来，金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時，它們會將更豐富的金屬，經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中，讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星，包括我們的太陽，含有的金屬最豐富的恒星，被認為是第一星族星。 橫跨銀河系，金屬量在銀心是最高的，並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化：在星系的中心有最多的恒星，隨著時間的過去，有越來越多的金屬回到星際物質內，並且成為新恒星的原料。由相似的機制，較大的星系相較於較小的星系，也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系，麥哲倫雲的例子中，大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%，小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.
新！!: HD 140283和金屬量 · 查看更多 »
HD星表
HD星表（The Henry Draper Catalogue，缩写为HD，亨利·德雷伯星表）是哈佛大学天文台编纂的世界上第一个收录恒星光谱的大型星表，首版在1918年至1924年间出版，它给出了225,300颗恒星的光谱分类，涵盖了全天最暗达到照相星等为9等的恒星（大部分是北天的恒星），历元为1900.0。最初的HD星表包含的星主要是亮于9等的星，随后的增版增加了在某些天区的暗星。, HyperSky documentation, Willmann-Bell, Inc., 1996.
新！!: HD 140283和HD星表 · 查看更多 »
HE 1327-2326
HE1327-2326在2005年被和共同研究者發現，是迄今為止所知鐵豐度最低的恆星。這顆恆星是第二族恆星，它的鐵對氫的比率()，或金屬量是-5.6。這個數值表示擁有地球的太陽，其鐵含量是它的300,000倍。但是，它的碳豐度大約是太陽的十分之一，.
新！!: HD 140283和HE 1327-2326 · 查看更多 »
SDSS J102915+172927
SDSS J102915+172927，或稱為卡福星（Caffau's star），是一顆位於銀河系暈的第二星族星，在天球上位於獅子座。.
新！!: HD 140283和SDSS J102915+172927 · 查看更多 »
SIMBAD
SIMBAD（Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data）是由法國數據資料中心負責和維護的一個天文資料庫，其設置的功能在確認、測量太陽系外天體和收錄相關文獻。 SIMBAD是由恆星確認目錄（Catalog of Stellar Identifications，CSI）和恆星指引書目合併創造出來的。在1979年前，它們只存在於默冬電腦中心。然後，它們額外的從其他目錄和學術文獻擴大了資料來源。在1981年首度提供了網上互動式版本，舊式被稱為V2的版本。V3的版本使用C語言開發，在斯特拉斯堡天文台的UNIX電腦工作站上執行。2006年秋季，在資料庫中看見釋出完全由JAVA（電腦程式語言）撰寫和支援的軟體的V4版本，現在儲存在PostgreSQL。 截至2011年10月11日，SIMBAD以15,224,536個不同的名稱，以及257,763 參考書目和8,313,370書目引文。 小行星(4692)，，被命名為(4692) SIMBAD。.
新！!: HD 140283和SIMBAD · 查看更多 »
SMSS J031300.36-670839.3
SMSS J031300.36-670839.3（简称SM0313）是一颗位于银河系的恒星，距离地球6000光年。.
新！!: HD 140283和SMSS J031300.36-670839.3 · 查看更多 »
恒星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。.
新！!: HD 140283和恒星 · 查看更多 »
次巨星
次巨星 次巨星是有著與正常主序星（矮星）相同的光譜類型，但比較明亮，卻又不如巨星明亮的恆星。次巨星這個名詞適用於恆星演化的一個階段，是一個光譜的特定光度分類。.
新！!: HD 140283和次巨星 · 查看更多 »
普朗克卫星
普朗克巡天者是歐洲太空總署在視野2000年的第三個中型的科學計畫。她的設計目標為以史無前例的高靈敏的角解析力獲取宇宙微波背景輻射在整個天空的的各向異性圖。普朗克巡天者將提供幾個宇宙學和天體物理學的主要訊息，例如，測試早期宇宙的理論和宇宙結構的起源。在計畫獲准之前的企畫案名稱為宇宙背景輻射各向異性衛星和背景各向異性測量（Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite and Satellite for Measurement of Background Anisotropies.，縮寫為COBRAS/SAMBA） 在任務被核准後，更改為現在的名稱以尊崇在1918年獲得諾貝爾物理獎的德國科學家馬克斯·普朗克（1858-1947）。 普朗克巡天者已於2009年5月14日由亞利安五號火箭和赫歇爾太空天文臺一起發射升空。這是和美國國家航空暨太空總署合作的計畫，將補全WMAP探測器測量大尺度連漪的不足之處。.
新！!: HD 140283和普朗克卫星 · 查看更多 »
