215 关系: ADM形式,ADM質量,ArXiv,加州理工學院,加速度,动量,势阱,基灵矢量场,基本粒子,原時,压强,偏导数,偏微分方程,卡爾·史瓦西,史瓦西度規,史瓦西黑洞,参考系,参考系拖拽,后牛顿力学近似方法,吸积,各向同性,各向异性,大统一理论,大爆炸,天体物理学,天狼星B,太初核合成,太阳质量,奥本·勒维耶,威尔金森微波各向异性探测器,宇宙,宇宙学,宇宙學常數,宇宙微波背景辐射,宇宙暴脹,对应原理,對稱,中子星,丘成桐,世界线,万有引力常数,平移,平行移动,广义相对论的实验验证,乔治·勒梅特,亚瑟·爱丁顿,亞歷山大·弗里德曼,度量,介质,弦理論,...,伪黎曼流形,强子,張量,弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规,弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规,弗里德曼方程,引力,引力奇点,引力透镜,引力探测器B,引力波探测器,引力时间延迟效应,彭罗斯图,微引力透镜,地球,匀速运动,列维-奇维塔联络,傅里叶变换,哈勃定律,凝聚态物理学,几何学,啁啾,全球定位系统,公转,共变导数,共形映射,光子,光锥,光速,光速不变原理,克尔黑洞,克里斯托费尔符号,勞侖茲協變性,動圈,因果关系,因果结构,状态方程,玫瑰线,火星,火星全球探勘者號,現代物理學,理论物理学,等效原理,类星体,粒子物理學,紧化,约翰·贝兹,约瑟夫·泰勒,经典力学,绝对零度,热力学第三定律,热力学第二定律,爱丁顿光度,爱因斯坦张量,爱因斯坦场方程,电磁场,电磁波,熵,物质,牛頓第二運動定律,牛顿万有引力定律,狭义相对论,盎魯效應,相对论性喷流,相对性原理,白矮星,聯星,萊斯納-諾德斯特洛姆度規,非線性,行星,裸奇異點,角动量,观测天文学,视界,诺贝尔物理学奖,質心,质量,超大质量黑洞,超对称,超弦理論,超引力,超新星,麦克斯韦方程组,黑洞,黑洞热力学,轨道 (力学),辐射,迴圈量子重力,近日点,霍金輻射,胡安·马尔达西那,能量,能量條件,航天器,阿尔伯特·爱因斯坦,閔可夫斯基時空,薛定谔方程,闵可夫斯基图,蓝移,脉冲,脉冲星,重力加速度,重力磁性,重力紅移,重力波 (相對論),重整化,量子力学,量子引力,量子场论,自由落體,金星,電磁力,電荷,雙星 (天文),進動,陀螺,Google视频,GW150914,LISA探路者,M理论,PDF,PSR B1913+16,VIRGO,暗物质,暗能量,极端质量比例旋,恒星,恆星演化,标量,椭圆,水星,波列,活动星系核,洛伦兹变换,潮汐力,潘羅斯過程,激光干涉引力波天文台,激光干涉空间天线,月球,月球激光测距实验,惠勒-德威特方程式,星系,测地线,测地线效应,日食,时空,时间旅行,旋转,摩擦力,愛德文·哈勃,愛因斯坦-嘉當理論,應力,散射,散度,数值相对论,数量曲率,數值積分,扭量理论,托布-NUT度規,拉塞尔·赫尔斯,曲率,曲线积分,思想實驗,普鲁士科学院,普朗克黑体辐射定律。 扩展索引 (165 更多) »
ADM形式
#重定向 ADM質量.
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ADM質量
论物理学中,以Richard Arnowitt、Stanley Deser及查尔斯·米斯纳(Charles W. Misner)三人姓氏字首為名的ADM质量(ADM energy)或等价地称ADM能量是一个於广义相对论定义能量的特殊方法。此法只能应用到一些特别的时空几何,这些几何可以渐进式地接近一个在无限远处有良好定义的度规张量,举例来说:能渐进式地接近閔可夫斯基时空的一种时空几何。在这些例子中的ADM能量定义為此度规张量与其渐进接近的度规张量偏离程度之函数。换句话说,ADM能量是在无限远处重力场强度的计量。 这个量又称作「ADM哈密顿量」(ADM Hamiltonian),特别是存在有不同於上方定义但却仍可得到相同结果的公式。 若要求的渐进形式是时间无关(例如閔可夫斯基时空本身),则涉及到时间平移对称性。诺特定理於是引出ADM能量是守恆的。根据广义相对论,在更一般性、时间相依的背景下,总能量守恆定律无法成立——举例来说,在物理宇宙学中,其即被完全违反。其中特别是宇宙暴胀可以从「无」中產生出能量(以及质量),因為真空能量密度大约是个常数,但宇宙总体积是以指数成长的速率在增加(膨胀宇宙)。.
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ArXiv
arXiv(X依希臘文的χ發音,讀音如英語的archive)是一個收集物理學、數學、計算機科學與生物學的論文預印本的網站,始于1991年8月14日。,arXiv.org已收集超過50萬篇預印本;至2014年底,藏量達到1百萬篇。截至2016年10月,提交率已達每月超過10,000篇。.
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加州理工學院
#重定向 加利福尼亞理工學院.
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加速度
加速度是物理学中的一个物理量,是一个矢量,主要应用于经典物理当中,一般用字母\mathbf表示,在国际单位制中的单位为米每二次方秒(\mathrm)。加速度是速度矢量對于时间的变化率,描述速度的方向和大小变化的快慢。 在经典力学中,牛顿第二定律说明了力和加速度成正比,這定律又稱為「加速度定律」。假設施加於物體的淨外力為零,則加速度為零,速度為常數,由於動量是質量與速度的乘積,所以動量守恆。在電動力學裏,呈加速度運動的帶電粒子會發射电磁辐射。.
动量
在古典力学裏,动量(momentum)是物体的质量和速度的乘積。例如,一輛快速移動的重型卡車擁有很大的動量。若要使這重型卡車從零速度加速到移動速度,需要使到很大的作用力;若要使重型卡車從移動速度減速到零速度也需要使到很大的作用力。假若卡車能夠輕一點或移動速度能夠慢一點,則它的動量也會小一點。 动量在国际单位制中的单位为kg m s^。有關动量的更精确的量度的内容,请参见本页的动量的现代定义部分。 一般而言,一个物体的动量指的是这个物体在它运动方向上保持运动的趋势。动量实际上是牛顿第一定律的一个推论。 动量是个矢量。 动量是一个守恒量,这表示为在一个封闭系统内动量的总和不可改变。在经典力学中,动量守恒暗含在牛顿定律中,但在狭义相对论中依然成立,(广义)动量在电动力学、量子力学、量子场论、广义相对论中也成立。 勒内·笛卡儿认为宇宙中总的“运动的量”是保持守恒的,这里所说的“运动的量”被理解为“物体大小和速度的乘积”——但这不宜被解读为现代动量定律的表达方式,因为笛卡尔并没有把“质量”这个概念与物体“重量”和“大小”之间的关系区分开来,更重要的是他认为速率(标量)而不是速度(向量)是守恒的。因此对于笛卡尔来说:一个移动的物体从另一个表面弹回来的时候,该物体的方向发生了改变但速率没有发生改变,运动的量应该没有发生改变。.
势阱
势阱(Potential well)是一个包围着势能局部极小点的邻域。被势阱捕获的能量无法转化为其它形式的能量(例如能量从重力势阱中逃脱转化为动能),因为它被势阱的局部极低点捕获。也正是因此,一个被势阱捕获的物体不能继续向全局势能最低处运动,即使它根据熵的原理自然地倾向于向全局最低点运动。 粒子在某力场中运动,势能函数曲线在空间的某一有限范围内势能最小,形如陷阱,称为势陷 就是电子的势能图像类似一个波的形状,那么当电子处于波谷,就好像处在一口井里,比较稳定,很难跑出来。所以称为势阱。不单单是量子力学里有这个势阱,任何形式的势只要具有这种样子,我们都可以称它有势阱,比如重力势阱。量子力学与经典物理的在这里有一个小小的差别,就是量子力学里,电子具有某些概率穿过势阱跑出来,称之为隧道效应。隧道电子显微镜就是利用这个原理。.
基灵矢量场
基灵矢量场,基灵矢量或基灵矢量场(Killing vector 或 Killing vector field),以德国数学家威尔海姆·基灵命名,是定义在黎曼流形或伪黎曼流形上的一组矢量场,流形的度规在这组矢量的方向上能够保持不变。基灵矢量是等距同构的无穷小生成元,即由基灵矢量场生成的流包含有一种对称性,也就是说流形在基灵矢量场的方向上进行平移不会改变其上点与点之间的距离。一个简单的例子是一个圆周上具有相同长度并且指向顺时针方向的矢量场即是一个基灵矢量场,因为将圆周上的点沿这些方向平移等同于顺时针转动这个圆周而不改变彼此间的距离。 如果度量(度规)的系数g_ \,在某个坐标基dx^ \,下与x^无关,那么x^.
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基本粒子
在粒子物理学中,基本粒子是组成物质最基本的单位。其内部结构未知,所以也无法确认是否由其它更基本的粒子所组成 。随著物理学的不断发展,人类对物质构成的认知逐渐深入,因此基本粒子的定义随时间也有所变化。目前在标準模型理论的架构下,已知的基本粒子可以分为费米子(包含夸克和轻子)以及玻色子(包含规范玻色子和希格斯粒子)。由两个或更多基本粒子所组成的则称作复合粒子。 我们日常生活中的物质由原子所组成。过去原子被认為是基本粒子,原子(atom)这个词来自希腊语中「不可切分的」。直到约1910年以前,原子的存在与否仍存在争议,一些物理学家认為物质是由能量所组成,而分子不过是数学上的一种猜想。之后,原子核被发现是由质子和中子所构成。20世纪前、中期的基本粒子是指质子、中子、电子、光子和各种介子,这是当时人类所能探测的最小粒子。随著实验和量子场论的进展,发现质子、中子、介子发现是由更基本的夸克和胶子所组成。同时人类也陆续发现了性质和电子类似的一系列轻子,还有性质和光子、胶子类似的一系列规范玻色子。这些是现代的物理学所理解的基本粒子。.
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原時
原時,或称固有時間,是在相對論中與事件位在同處的時鐘所測量的唯一時間,他不僅取決於事件,時鐘也在事件的行動之中。對同一個事件,一個加速中的時鐘所測得的原時會比在非加速(慣性)中時鐘的原時為短。雙生子佯謬就是其中的一個例子。 相對的,能由一個與事件有一段距離的觀測者來應用。在狹義相對論中,協調時總是由在慣性系統內有關聯的觀測者計算,而原時則由同在加速中的觀測者測量。 在四維時空中,原時類似在三維空間(歐幾里得空間)的弧長。 在習慣上,原時通常使用大寫希臘字母\tau來標示,以與協調時t或T.有所區別。.
压强
生在兩個物體接觸表面、垂直於該表面的作用力,亦可稱為壓力。通常來說,在液壓、氣動或大氣層等領域中提到的「壓力」指的實際上是壓强,即在数值上等於接觸表面上每單位面積所受壓力。 壓強是分布在特定作用面上之力與該面積的比值。換句話說,是作用在與物體表面垂直方向上的每單位面積的力的大小。計式壓強是相較於該地之大氣壓的壓強。雖然壓強可用任意之力單位與面積單位進行測量,但是壓強的國際標準單位(每單位平方公尺的牛頓)也被稱作帕斯卡。 一般以英文字母「p」表示。压力與力和--積的關係如下: 其中.
偏导数
在数学中,一个多变量的函数的偏导数是它关于其中一个变量的导数,而保持其他变量恒定(相对于全导数,在其中所有变量都允许变化)。偏导数在向量分析和微分几何中是很有用的。 函数f关于变量x的偏导数写为f_x^或\frac。偏导数符号\partial是全导数符号 d的变体,这个符号是阿德里安-马里·勒让德引入的,并在雅可比的重新引入后得到普遍接受。.
偏微分方程
偏微分方程(partial differential equation,缩写作PDE)指含有未知函数及其偏导数的方程。描述自变量、未知函數及其偏导數之間的關係。符合這個關係的函数是方程的解。 偏微分方程分為線性偏微分方程式與非線性偏微分方程式,常常有幾個解而且涉及額外的邊界條件。.
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卡爾·史瓦西
卡尔·史瓦西(Karl Schwarzschild,),德国天文学家、物理学家,台长(1909-1914),普鲁士科学院院士(1912年当选),德裔美籍天体物理学家马丁·史瓦西的父亲。 史瓦西是理论天体物理学创始阶段的关键人物之一。他在摄影光度学、恆星大氣層理论、广义相对论以及旧量子论等领域都有建树。爱因斯坦场方程第一个也是最重要的精确解,预测黑洞存在的史瓦西解是以他的名字命名的。.
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史瓦西度規
史瓦西度規(Schwarzschild metric),又稱史瓦西幾何、史瓦西解,是卡爾·史瓦西於1915年針對广义相对论的核心方程——愛因斯坦場方程式——关于球状物质分布的解。根據伯考夫定理(Birkhff`s theorem),史瓦西解可說是愛因斯坦方程最一般的真空解。這樣的解又可被稱作史瓦西黑洞,他所對應的幾何是一個是靜止不旋轉、不帶電荷之黑洞。在物理上他可以對應任何球對稱星球外部的的時空幾何。因此常常用於近似於不同旋轉緩慢(遠小於光速)的天體的重力場,例如恆星、行星等。 在史瓦西解中,只有一個刻劃該解的參數,可以看成是史瓦西黑洞的質量。因此某方面來說,一個史瓦西黑洞只能用他的質量來區別,兩質量相等的史瓦西黑洞在物理上是完全一樣的。史瓦西解有個很重要的超曲面叫做事件視界,在事件視界內發生的事件無法被事件視界外的觀測者觀測到。它並非任何物理上實際存在的介面,事實上,如果有一觀測者通過事件世界,他不會感受到任何異狀。但是一旦通過事件視界,觀測者將無法回到黑洞外部。 此外史瓦西解另一個重要的特徵是它包含了奇異點。在奇異點時空的曲率發散,古典的廣義相對論並不適用在奇異點上,故實如何在物理上詮釋奇異點並不明確。可能需要一個可以考慮量子效應的量子重力理論才能給出好的解釋。任何通過事件視界的類時(time-like)的觀測者都會碰到奇異點。.
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史瓦西黑洞
史瓦西黑洞是1916年由史瓦西(Schwarzchild)提出來的, 史瓦西黑洞的設定是不帶電不自旋轉的黑洞,黑洞中心為奇點, 黑洞的外圈為事件穹界又稱史瓦西半徑;時空裡可能發生的事件到了事件穹界上, 就好像面臨了穹端極界,停滯不變了,對外部的觀察者看來,時間好像停止不動了。 對於一個靜止不帶電的史瓦西黑洞, 它的周圍時空可以利用史瓦西度規描述史瓦西黑洞的區間微分平方。 利用其可算出史瓦西半徑即事件穹界的大小為r.
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参考系
参考系(又称参照系、参考坐标),在物理學中指用以測量並記錄位置、定向以及其他物體屬性的坐標系;或指與觀測者的運動狀態相關的觀測參考系;又或同指兩者。.
参考系拖拽
爱因斯坦的广义相对论预言了处于转动状态的质量会对其周围的时空产生拖拽的现象,这种现象被称作参考系拖拽(英文:Frame-dragging)或惯性系拖拽(英文:Inertial frame dragging)。因转动而产生的参考系拖拽的相应理论最早由奧地利物理学家與於1918年通过广义相对论推导出,因此参考系拖拽也常常被叫做冷澤-提爾苓效應(Lense-Thirring Effect)。冷澤與提爾苓预言物体的转动会导致其周围时空参考系的改变,从而使周围物体的位置和牛顿力学下的经典结果产生偏差。不过理论预言这种偏差将非常之小,大约只有几万亿分之一。想要在实验中观测到这种现象,需要对大质量的旋转物体(例如行星或恒星)使用高灵敏度的仪器进行探测,例如围绕地球公转的人造卫星轨道会因地球自转而产生细微的变化。更一般的,这种由加速质量而产生的引力场变化可以归结到引力磁学的研究领域。.
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后牛顿力学近似方法
后牛顿力学近似方法(英文:Post-Newtonian Approximation Method)是广义相对论中一种被广泛应用求解爱因斯坦场方程的近似方法。这种近似试图模仿牛顿力学的形式来解决较弱引力场的相对论问题。具体做法是对微小的牛顿力学量加以展开,可以选择展开的项有速度 \left(v/c\right)或者牛顿引力势\left(M/R\right),这实则是对相对论一种弱场低速的近似。 后牛顿力学近似方法在引力波天文学中得到了广泛的应用,最重要的用途是从理论上计算双星系统所辐射的引力波的波形。引力辐射对应着后牛顿近似方法展开至最低2.5阶,即展开至 \left(v/c\right)的2.5幂次方项,习惯记做2.5pN,一般研究中则要求后牛顿方法至少展开到3pN。3pN展开是后牛顿方法研究得比较成熟的近似,主要研究人员有Damour,Jaranowski和Schäfer采用广义相对论的ADM-哈密顿量形式,以及Andrade,Blanchet和Faye直接在谐振坐标下计算运动方程。这两种算法的结果在物理上被证明等价,为寻找来自双星系统的引力波信号提供了可信的模板。当前后牛顿展开近似的最高阶数为5.5pN,为大阪大学的佐佐木节(佐々木 節,罗马字Sasaki Misao)等人所得出.
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吸积
吸积是天体通过引力“吸引”和“积累”周围物质的过程。吸积过程广泛存在于恒星形成、星周盘、行星形成、双星系统、活动星系核、伽玛射线暴等过程中。吸积在天体物理学中是比核聚变等其他能源更高效的产能方式。例如发生在黑洞或中子星周围的吸积过程能够将被吸积物质静质量能的10%以上转化为辐射的能量。由于被吸积的物质往往具有角动量,因此会形成吸积盘。.
各向同性
各向同性(isotropy),是指物体的物理、化学性质不因方向而有所变化的特性,即在不同方向所测得的性能数值是相同的。如所有的气体、液体以及非晶体都显示各向同性,多晶体(如一块金属)表现的各向同性称为“准各向同性”。各向同性的物体称为均质体。 各向同性与各向异性相反。确切的定义,取决于其使用的领域。各向同性的辐射在各向上有等同的强度,并且一个各向同性的场对测试粒子有同样的作用,无论其初始方向。以波动的传播为例,波源于此种介质中,发出的振动,于各个方向,速度一致。也即,波的传播速度与方向无关。于此种介质中,波面与波线正交。.
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各向异性
非均向性(anisotropy),或作各向異性,與各向同性相反,指物体的全部或部分物理、化学等性质随方向的不同而有所变化的特性,例如石墨单晶的电导率在不同方向的差異可达数千倍,又如天文學上,宇宙微波背景輻射亦擁有些微的非均向性。許多的物理量都具有非均向性,如弹性模量、电导率、在酸中的溶解速度等。.
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大统一理论
大统一理论(Grand Unification Theory,缩写GUT)是一種物理理论。物理學者希望能藉由单獨一種物理理论来合理解释电磁相互作用、强相互作用和弱相互作用导致的物理现象。大统一理论算是物理界迈向万有理论的踏脚石。請注意,大统一理论并不包括引力,试图也将引力统一的理论称為万有理论。.
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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。.
天体物理学
天體物理學,又稱「天文物理學」,是研究宇宙的物理學,這包括星體的物理性質(光度,密度,溫度,化學成分等等)和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法,天體物理學探討恆星結構、恆星演化、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問,天文物理學家通常應用很多不同的學術領域,包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展,與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合,天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支,成為物理學當中最前沿的龐大領導學科,是引領近代科學及科技重大發展的前導科學,同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。 天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體,像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後,經過紅移,遺留下來的微波,稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。 太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾,科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗,以獲得更佳的觀測結果。 光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質,故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統,或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測,才能得到最優良的影像。在這頻域裏,恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜,可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。 理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙;計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。 大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實,科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近,學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化,這模型涵蓋了宇宙暴胀(cosmic inflation)、暗能量、暗物質等等概念。 理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者,兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者,理論不斷推陳出新,對於數據的驗證關心程度較低,假設程度太高時,經常會演變成偽科學,一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理,在相當程度上來說也有能力自行發展理論,扮演小心求證的研究者,通常是物理實證主義的奉行者,只相信觀測數據,經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動,一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。.
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天狼星B
#重定向 天狼星#天狼星B.
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太初核合成
太初核合成(BBN)是物理宇宙學的一個概念,指宇宙在早期階段產生H-1(最常見,也是最輕的氫同位素,只有單獨的一個質子)之外原子核的過程。太初核合成在大霹靂之後只經歷了幾分鐘,相信與一些較重的同位素的形成,如氘(H-2或D)、氦的同位素(He-3和He-4)、鋰的同位素(Li-6和Li-7)的形成有密切的關係。除了這些穩定的原子核之外,還有一些不穩定的放射性同位素在太初核合成之際也形成了:氚(H-3)、鈹(Be-7和Be-8)。這些不穩定的同位素不是蛻變就是融合成前述其它的穩定同位素。(所有這些原子核通常表示為NX,此處X.
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太阳质量
太阳质量(符號為)是天文学上用于测量恒星、星团或星系等大型天体的质量单位,定义为太阳的质量,约为2×1030千克,表示为: 1个太阳质量是地球质量的333000倍。 太陽質量也可以用年的長度、地球和太陽的距離天文單位和萬有引力常數(G)的形式呈現: 現在,天文單位和萬有引力常數的數值都已經被精確的測量,然而,還是不太常用太陽質量來表示太陽系的其他行星或聯星的質量;只在大質量天體的測量上使用。現今,使用行星際雷達已經測出很準確的天文單位和" G ",但是太陽質量在習俗中仍然繼續被當成天文學歷史上未解的謎題來探究。.
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奥本·勒维耶
奥本·尚·约瑟夫·勒维耶(法語:Urbain Jean Joseph Le Verrier,),法国数学家、天文学家。主要贡献是计算出海王星的轨道,根据其计算,柏林天文台的德国天文学家伽勒观测到了海王星。.
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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。.
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宇宙
宇宙(Universe)是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體;它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量,宇指空間,宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙,其距離大約為;而整個宇宙的大小可能為無限大,但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察,引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載,人類曾經提出宇宙學、天體演化學與,解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說,由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來,逐漸精確的天文觀察,引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說,以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型;最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良,引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系,稱為銀河系;隨後更發現,銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上,人們假定星系的分布,且各星系在各個方向之間的距離皆相同,這代表著宇宙既沒有邊緣,也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察,產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期,人們發現到星系具有系統性的紅移現象,表明宇宙正在;藉由宇宙微波背景輻射的觀察,表明宇宙具有起源。最後,1990年代後期的觀察,發現宇宙的膨脹速率正在加快,顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹,稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著,稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型,推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間,充滿了定量的物質與能量;當宇宙開始膨脹時,物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後,宇宙開始大幅冷卻,引發第一波次原子粒子的組成,稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲,藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物;許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法,其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙,而現今的宇宙只是其中之一。.
宇宙学
宇宙學(英文:Cosmology)或宇宙論,這個詞源自於希臘文的κοσμολογία(cosmologia, κόσμος (cosmos) order + λογια (logia) discourse)。宇宙學是對宇宙整體的研究,並且延伸探討至人類在宇宙中的地位。雖然宇宙學這個詞是最近才有的,人們對宇宙的研究已經有很長的一段歷史,牽涉到科學、哲學、神秘学以及宗教。.
宇宙學常數
宇宙學常數(cosmological constant)或宇宙常數由阿爾伯特·愛因斯坦首先提出,現前常標為希臘文「Λ」,與度規張量相乘後成為宇宙常數項\Lambda g_而添加在愛因斯坦方程式中,使方程式能有靜態宇宙的解。若不加上此項,則廣義相對論所得原版本的愛因斯坦方程式會得到動態宇宙的結果。 這是出於愛因斯坦對靜態宇宙的哲學信念。在哈伯提出膨脹宇宙的天文觀測結果哈伯紅移後,愛因斯坦放棄宇宙學常數,認為是他「一生中最大的錯誤」。 但是1998年天文物理與宇宙學對宇宙加速膨脹的研究則讓宇宙學常數死而復生,認為雖然其值很小,但可能不為零。宇宙常數項的貢獻被認為與暗能量有關。.
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宇宙微波背景辐射
#重定向 宇宙微波背景.
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宇宙暴脹
在物理宇宙學中,宇宙暴脹,簡稱暴脹,是早期宇宙的一種空間膨脹呈加速度狀態的過程。 暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始,持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後,宇宙繼續膨脹,但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞,最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落,經過暴脹放大至宇宙級大小,成為宇宙結構成長的種子,這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為,暴脹解釋了一些尚未有合理答案的難題:為什麼宇宙在各個方向都顯得相同,即各向同性,為甚麼宇宙微波背景輻射會那麼均勻分佈,為甚麼宇宙空間是那麼平坦,為甚麼觀測不到任何磁單極子? 雖然造成暴脹的詳細粒子物理學機制還沒有被發現,但是基本繪景所作出了多項預測已經被觀測所證實。導致暴脹的假想粒子稱為暴脹子,其伴隨的場稱為暴脹場。 2014年3月17日,BICEP2科學家團隊宣佈在B模功率譜中可能探測到暴脹所產生的重力波。這為暴脹理論提供了強烈的證據,對於標準宇宙學來說是一項重要的發現 。可是,BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認,觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的,對於這結果的正確性持保留態度。必需要等到十月份普朗克衛星數據分析結果發佈之後,才可做定論。9月19日,在對普朗克衛星數據進行分析後,普朗克團隊發佈報告指出,銀河系內塵埃也可能會造成這樣的宇宙信號,但是並沒有排除測量到有意義的宇宙信號的可能性。 除了暴脹理論之外,還有非標準宇宙學理論,包括前大爆炸理論和旋量時空理論等。一般來說,暴脹在前大爆炸理論中並不是必須的。路易斯·貢薩雷斯-梅斯特雷斯(Luis Gonzalez-Mestres)在1996至1997年所提出的旋量時空理論中,每一個隨動觀測者都會產生一個特殊的空間方向,而宇宙微波背景中也會自然存在B模。普朗克衛星數據可能證實了這一特殊空間方向的存在。 (University of Texas Mathematical Physics Archive, paper 14-16).
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对应原理
對應原理(correspondence principle)表明,在大量子數極限下,量子物理對於物理系統所給出的預測應該符合經典物理的預測。更仔細地說,為了在微觀層級正確地描述物質而對於經典理論做出的任何修改,其所獲得的結果當延伸至宏觀層級時,必須符合通過多次實驗檢試的經典定律。 尼爾斯·玻爾於1920年表述出對應原理,但他先前於1913年在發展原子的玻爾模型時,就已經使用到這原理。 更廣義地,對應原理代表一種信念,即在大量子數極限下,新理論應該能夠在舊理論的工作區域內複製已建立的舊理論。 經典物理量是以可觀察量的期望值的形式出現於量子力學。埃倫費斯特定理展示出,在量子力學裏,可觀察量的期望值隨著時間流易的演化方式,這演化方式貌似經典演化方式。因此,假若將經典物理量與可觀察量的期望值關聯在一起,則對應原理是埃倫費斯特定理的後果。.
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對稱
對稱是幾何形狀、系統、方程以及其他實際上或概念上之客體的一種特徵-典型地,物件的一半為其另一半的鏡射。 在數理上,如果稱一個幾何圖形或物體為對稱的話,即表示它是變形的不變量,而對稱一詞亦包含在此定義之中。若兩個物體稱為互相對稱時,即表示其中一者的形狀經幾何分割後,在不變更整體形狀的情況下,可以將分割片段重組為另一者,且反之亦然。 對稱亦可在人類與其他動物等生物體中發現(見如下之生物內的對稱)。在二維幾何中,較有趣味的幾種主要的對稱為相對於基本之歐幾里得空間等距的:平移、旋轉、鏡射及滑移鏡射。.
中子星
中子星(neutron star),是恒星演化到末期,經由引力坍縮發生超新星爆炸之後,可能成為的少數終點之一。恆星在核心的氫、氦、碳等元素於核聚变反應中耗盡,当它们最终轉變成鐵元素時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落,有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸,或者根据恒星质量的不同,恒星的内部区域被压缩成白矮星、中子星或黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子,直徑大約只有十餘公里,但上面一立方厘米的物質便可重達十億噸,且旋轉速度極快。由於其磁軸和自轉軸並不重合,磁場旋轉時所產生的無線電波等各种辐射可能會以一明一滅的方式傳到地球,有如人眨眼,此時稱作脈衝星。 一顆典型的中子星質量介於太陽質量的1.35到2.1倍,半徑則在10至20公里之間(質量越大半徑收縮得越小),也就是太陽半徑的30,000至70,000分之一。因此,中子星的密度在每立方公分8×1013克至2×1015克間,此密度大約是原子核的密度。 緻密恆星的質量低於1.44倍太陽質量,則可能是白矮星,但质量大於奧本海默-沃爾可夫極限(3.2倍太陽質量)的恆星会继续發生引力坍縮,則無可避免的將產生黑洞。 由於中子星保留母恆星大部分的角動量,但半徑只是母恆星極微小的量,轉動慣量的減少導致轉速迅速的增加,產生非常高的自轉速率,周期從毫秒脈衝星的700分之一秒到30秒都有。中子星的高密度也使它有強大的表面重力,強度是地球的2×1011到3×1012倍。逃逸速度是將物體由重力場移動至無窮遠的距離所需要的速度,是測量重力的一項指標。一顆中子星的逃逸速度大約在10,000至150,000公里/秒之間,也就是可以達到光速的一半。換言之,物體落至中子星表面的速度也將達到150,000公里/秒。更具體的說明,如果一個普通體重(70公斤)的人遇到中子星,他撞擊到中子星表面的能量將相當於二億噸TNT當量的威力(四倍於全球最巨大的核彈大沙皇的威力)。.
丘成桐
丘成桐(Shing-tung Yau,),美籍华裔数学家,曾獲數學界最高榮譽菲尔兹奖及沃爾夫數學獎,自小在香港長大並完成本科,後入籍美國。目前担任哈佛大學教授和香港中文大学博文讲座教授。.
世界线
世界線(World line)是美國物理學家阿爾伯特·愛因斯坦於其1905年論文《論動體的電動力學》中提及的概念。他將時間和空間合稱為四維時空,粒子在四維時空中的運動軌跡即為世界線。在物理學上,世界線是物體穿越四維時空唯一的路徑,因加入時間維度而有別於力學上的「軌道」或「路徑」。.
万有引力常数
万有引力常数(记作 G ),是一个包含在对有质量的物体间的万有引力的计算中的实验物理常数。它出现在牛顿的万有引力定律和爱因斯坦的广义相对论中。也称作重力常數或牛顿常数。不应将其与小写的 g 混淆,后者是局部引力场(等于局部引力引起的加速度),尤其是在地球表面。 根据万有引力定律,两物体间的吸引力( F )与二者的质量( m1 和 m2 )的乘积成正比,而与他们之间的距离( ''r'' )的平方成反比: 其中的比例常数 G 即是万有引力常数。 万有引力常数大概是物理常数中最难测量的了。.
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平移
在仿射幾何,平移(translation)是將物件的每點向同一方向移動相同距離。 它是等距同構,是仿射空間中仿射變換的一種。它可以視為將同一個向量加到每點上,或將坐標系統的中心移動所得的結果。即是說,若\mathbf是一個已知的向量,\mathbf是空間中一點,平移T_(\mathbf).
平行移动
在几何中,平行移动(或译平行输运,英文:parallel transport 或 parallel translation)是将流形上的几何数据沿着光滑曲线移动的一种方法。如果流形的切丛上装备有一个仿射联络(一个共变导数或联络),那么联络保证我们可以将流形上的向量沿着曲线移动使得它们关于这个联络保持“平行”。其他联络概念也装备了它们自己的平行移动系统。比如,一个向量场上的科斯居尔联络也允许类似于共变导数一样将向量平行移动。埃雷斯曼或嘉当联络提供了从流形到主丛全空间的“提升曲线”。这种曲线提升方式有时被认为是参考标架的平行移动。 在某种意义上说,关于联络的平行移动提供了将流形的局部几何沿着曲线移动的方法:即“连接”了邻近点的几何。有许多种平行移动的概念,但其中一种特殊方式——以某种方式连接了一条曲线上点的几何——等同于提供了一个联络。事实上,通常的联络概念是平行移动的无穷小类比。反之,平行移动是联络的局部实现。 因为平行移动给出了联络的一种局部实现,它也提供了曲率的一种局部实现(称为和乐)。安布罗斯-辛格定理明确了曲率与和乐的关系。.
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广义相对论的实验验证
1915年廣義相對論最初被發表之時,並沒有得到穩固的實驗證據支持,已知道的是它正確地解釋了水星近日點的反常進動,並且在哲學層面,它令人滿意地結合了艾薩克·牛頓的萬有引力定律和阿爾伯特·愛因斯坦的狹義相對論。1919年,光波在引力場中的軌跡被發現似乎會彎曲,正如廣義相對論所預測;但一直要等到1959年,一系列精確度實驗才開始進行,從而準確地檢驗了許多廣義相對論在弱引力場極限中的預測,並大大降低了理論於現實偏差的可能性。1974年起,拉塞爾·赫爾斯、約瑟夫·泰勒等人研究脈沖雙星的物理行為,其所受到的引力比在太陽系之中要大得多。無論是太陽系中的弱引力場極限,或是脈衝星系統中更強的引力場,廣義相對論的預測已有相當優良的實驗證據。.
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乔治·勒梅特
喬治·亨利·約瑟夫·愛德華·勒梅特(Georges Henri Joseph Édouard Lemaître,),生於比利时沙勒罗瓦,比利时天主教神父,宇宙学家。.
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亚瑟·爱丁顿
亚瑟·斯坦利·爱丁顿爵士,OM,FRS(Sir Arthur Stanley Eddington,英語發音,),英国天體物理學家、数学家,是第一个用英语宣讲相对论的科学家,自然界密实(非中空)物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。 在第一次世界大战期间,英国人并不太清楚德国的科学进展,爱丁顿在1919年写了“重力的相对理论报导”,第一次向英语世界介绍了爱因斯坦的广义相对论理论。.
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亞歷山大·弗里德曼
亚历山大·亚历山大洛维奇·弗里德曼(Александр Александрович Фридман,),蘇聯數學家、气象学家、宇宙学家。.
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度量
度量是指對於一個物體或是事件的某個性質給予一個數字,使其可以和其他物體或是事件的相同性質比較。度量可以是對一物理量(如長度、尺寸或容量等)的估計或測定,也可以是其他較抽象的特質。 度量通常以一標準或度量衡表示。度量以數字單位的標準來表示,如距離即以多少英里或多少公里來表示。度量是大部份自然科學、技術、及其他社會科學中定量研究的基礎。 度量的過程為估計一數量的多寡和相同類型(如長度、時間、重量等)一單位的多寡之間的比例。度量即為此過程的結果,表示為數字加上一個單位,其中實數為估計的比例。如9公尺,其便為物體長度和長度單位,即公尺之間的比例。不像計數和整數個數個物體一般地可精確知道,每一個度量都是個存在些許不確定性的估計。度量量包括了測量尺度(包括量值)、计量单位及不确定性。透過度量可以比較不同的量測,並且減少誤會。有關度量的科學稱為计量学。.
介质
一种物质存在于另一种物质内部时,后者是前者的介质。 某些波状运动,如声波、光波中,则称传播的物质为这些波状运动的介质。 介質分爲光介質、電介質、機械波介質、磁介質等等。 Category:力學 Category:媒體.
弦理論
弦理論,又稱弦論,是发展中理論物理學的一支,结合量子力学和广义相对论为万有理论。弦理論用一段段“能量弦線”作最基本單位以说明宇宙里所有微观粒子如電子、夸克、微中子都由這一維的“能量線”所組成;換而言之,弦論主張「弦」以不同的振動模式對應到自然界的各種基本粒子。 較早時期所建立的粒子學說則是認為所有物質是由零維的點粒子所組成,也是目前廣為接受的物理模型,也很成功的解釋和預測相當多的物理現象和問題,但是此理論所根據的粒子模型卻遇到一些無法解釋的問題。比較起來,弦理論的基礎是波動模型,因此能夠避開前一種理論所遇到的問題。更深的弦理論學說不只是描述弦狀物體,還包含了點狀、薄膜狀物體,更高維度的空間,甚至平行宇宙。弦理論目前尚未能做出可以實驗驗證的準確預測。.
伪黎曼流形
伪黎曼流形(Pseudo-Riemannian manifold)是一光滑流形,其上有一光滑、对称、点点非退化的(0,2) 張量。此張量稱為伪黎曼度量或伪度量張量。 伪黎曼流形与黎曼流形的区别是它不需要正定(通常要求非退化)。因为每個正定形式都是非退化的,所以黎曼度量也是一个伪黎曼度量,亦即黎曼流形是伪黎曼流形的一种特例。 每一個非退化對稱,雙線性形式有一個固定的度量符号(p,q)。這裡p與q記作正特徵值及負特徵值的个数。注意p + q.
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强子
在粒子物理學裏,强子(hadron)是一种由夸克或反夸克通過強作用力綑綁在一起的複合粒子。强子主要分为以下兩大類:.
張量
張量(tensor)是一个可用來表示在一些向量、純量和其他張量之間的線性關係的多线性函数,這些線性關係的基本例子有內積、外積、線性映射以及笛卡儿积。其坐标在 n 維空間內,有 n^r個分量的一種量,其中每個分量都是坐標的函數,而在坐標變換時,這些分量也依照某些規則作線性變換。r稱為該張量的秩或階(与矩阵的秩和阶均无关系)。 在同构的意义下,第零階張量(r.
弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规
罗伯逊-沃克度规(Robertson-Walker metric)是H.P.罗伯逊和沃尔克分别于1935年和1936年证明的。由于俄国数学家弗里德曼和比利时物理学家勒梅特也作出了重要的貢獻,因此也稱作弗里德曼-羅伯遜-沃克度規(Friedmann-Robertson-Walker metric,缩写为FRW度規)或者弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克度规(Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker metric,缩写为FLRW度規)。 按照宇宙学原理,在宇宙学尺度上天体系统最重要的特征之一是均匀和各向同性。霍华德·P·罗伯逊和沃尔克分别于1935年和1936年证明,适用于上述均匀性和各向同性要求的四维时空只有3种,它们的时空度规具有下列形式: \mathrms^2.
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弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规
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弗里德曼方程
弗里德曼方程(英文:Friedmann equations)是广义相对论框架下描述空间上均一且各向同性的的一组方程。它们最早由亚历山大·弗里德曼在1922年得出 (English translation in),他通过在弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规下对具有给定质量密度\rho\,和压力p\,的流体的能量-动量张量应用爱因斯坦引力场方程而得到。而具有负的空间曲率的方程则由弗里德曼在1924年得到 (English translation in)。.
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引力
重力(Gravitation或Gravity),是指具有质量的物体之间相互吸引的作用,也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中,引力是最弱的一种,但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中,引力一般由广义相对论来精确描述,认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上,地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量,并使物体落向地面。在宇宙中,引力让物质聚集而形成天体,同时也让天体之间相互吸引,形成按照轨道运转的天体系统。此外,月球以及太陽对地球上海水的引力,形成了地球上的潮汐。.
引力奇点
引力奇異点(Gravitational singularity),也称时空奇異点(spacetime singularity)或奇點,是一个體積无限小、密度无限大、引力无限大、時空曲率無限大的點,在这个点,目前所知的物理定律無法适用。例如大爆炸之前的。 当前的理论推测,当一个物体落入黑洞裡并趋近位于中心的奇点时,这物体会因不同部位受到增强的吸引力而被拉长,為潮汐力,或称麵條化,最终完全失去维度并无可挽回地消失于奇点。 外界观测者在安全的距离外,对这事件的观测则会完全不同。根据相对论,外界观测者会看到物体随着趋近于黑洞而变得越来越慢,最终在事件视界完全停止,而从来没有真正落入黑洞。 奇点的存在常被用来作为广义相对论失效的证明,这是意料之内的,因奇点存在于量子效应显著的状况中。可以想像,将来某种与量子引力的联合理论(如目前研究的超弦理论)能够无需奇点来解释黑洞,但这种理论还需要很多年。 根据宇宙审查假说,黑洞的奇点保持隐藏在事件视界后面,事件视界内的光线无法逃逸,因此无法直接对其观测。假想所允许的唯一的例外(称为裸奇点)是大爆炸理论一开始的大爆炸。根據廣義相對論,在大爆炸發生以前,宇宙的初始狀態為一奇點。根據大爆炸理論,廣義相對論及量子力學會在奇異點處失效;但量子力學實際上並不容許粒子佔據比自己波長小的空間。 两种最重要的时空奇点的类型分别是曲率奇異点和锥形奇異点。廣義相對論預言奇點存在於黑洞之內:任何恆星因引力塌縮至小於其史瓦西半徑後會形成黑洞,產生一個被事件視界包圍的奇異點(同樣,黑洞形成的理論並沒有考慮量子力學)。這種奇點被稱為曲率奇異點。 有數學推導指出,物質會被奇異點破壞,消失於三維空間,以二維的形式存於黑洞表面,而其二維數據理論上可以重現於三維空間。這使科學家推測世界實際為二維數據,而三維空可能只是被二維數據所投映。 按奇点的本性,我们有可能永远无法完全描述或了解黑洞中心的奇点。虽然观测者可以向黑洞中心发送信号,但是黑洞内部仍然難以獲取資訊,至今只能單靠理論推測,無法取得實驗數據證明奇點確實存在。.
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引力透镜
引力透镜效應(gravitational lensing),根據廣義相對論,就是當背景光源发出的光在引力场(比如星系、星系團及黑洞)附近經過時,光线會像通過透鏡一樣發生彎曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲,可以帮助研究中间作為“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同,引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。 一般从数学上来讲,面质量密度(\kappa)大于1的为强引力透镜区域,小于1的为弱引力透镜区域。在强透镜区域一般可以形成多个背景源的像,甚至圆弧(又称“爱因斯坦环”,Einstein Ring),而弱透镜区域则只产生比较小的扭曲。强透镜方法通过对爱因斯坦环的曲率和多个像的位置的分析,可以估计测量透镜天体质量。弱透镜方法通过对大量背景源像的统计分析,可以估算大尺度范围天体质量分布,并被认为是现在宇宙学中最好的测量暗物质的方法。 1980年,天文学家观测到类星体Q0957+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲,形成了两个一模一样的类星体的像。这是人类第一次观察到引力透镜效应。.
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引力探测器B
引力探测器B(Gravity Probe B,简称GP-B)是美国国家航空航天局(NASA)在2004年4月20日发射的一颗科学探测卫星。这个任务的计划是测量地球周围的时空曲率,以及相关的能量-动量张量(描述物质的分布及运动的张量),从而对爱因斯坦的广义相对论的正确性和精确性进行检验。卫星的飞行持续到2005年,其后任务进入到了数据分析阶段(2008年5月),并有可能一直持续分析到2010年。引力探测器B的研发历史可追溯到二十世纪六十年代,至2004年正式升空长达四十多年,其耗资达七亿五千万美元。这是美国国家航空航天局历史上研发时间最长的计划,之所以如此拖延的原因不仅仅在于技术上的难题,其中也牵扯进了很多关于科学上与政治上的争论。 引力探测器B的最初结果证实了广义相对论所预言的测地线效应的精确度达到了误差小于1%,而所期望的参考系拖拽效应的信号强度则和当前的噪声强度处于同一量级(这些噪声主要来自一些尚未建立研究模型的物理效应)。相关的数据分析工作正在进行中,对信号中的噪声进行建模分析,找到誤差來源,从而能够将有用的参考系拖拽信号从中萃取出来。2008年8月,参考系拖拽效应已被確認在期望結果的15%範圍內。 2008年12月,美国国家航空航天局發布報告,测地线效应的精确度达到了误差小于0.5%。 在一篇於2001年發表在《物理評論快報》的論文裏,作者表示,從分析所有四個陀螺儀給出的數據,得到測地漂移率為 −6,601.8±18.3 mas/yr) ,参考系拖拽漂移率為−37.2±7.2 mas/yr;廣義相對論預測分別為−6,606.1 mas/yr 與−39.2 mas/yr,差異分別為0.07%與5%,不確定性分別為0.28%與19%。 一些初步結果在美國物理學會於2007年4月舉辦的一場特別會議裏被發佈。美国国家航空航天局原本請求延伸引力探测器B數據分析階段至2007年12月。靠著商人、史丹佛大學、美国国家航空航天局的專款支持,這數據分析階段得以延伸至2008年年中。之後,又從沙特商人募得很多專款。 2011年,終於完成科學報告。.
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引力波探测器
引力波探测器(Gravitational-wave observatory)是引力波天文学中用于探测引力波的装置。重力波是加速中的質量在時空中所產生的漣漪。阿爾伯特·愛因斯坦在1916年首次提出引力波的概念。通過探測重力波,可以對廣義相對論進行實驗驗證。常用的探測器有棒状探测器和激光干涉儀等,這些探測器的主要運作原理是測量重力波通過時對兩個相隔遙遠位置之間距離的影響。1960年代起,多個重力波探測器陸續被建造與啟用,並在探測器靈敏度上有不斷的進步。現今,這些探測器已具備探測銀河系以內與以外的重力波源的功能,是重力波天文學的主要探測工具。 有一些實驗已經給出引力波存在的間接證據,例如,赫爾斯-泰勒脈衝雙星的軌道衰減符合廣義相對論預測的因引力波發射而導致的能量減損。拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒因這項研究獲得了1993年諾貝爾物理學獎。 2016年,LIGO科學團隊與VIRGO團隊共同宣布,在2015年9月14日测量到在距离地球13亿光年处的两个黑洞合并所發射出的引力波信号。之後,又陸續探測到多次重力波事件。.
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引力时间延迟效应
引力时间延迟效应(Gravitational time delay),或经常称作夏皮罗时间延迟效应(Shapiro time delay)是在太阳系中能够进行的四个经典广义相对论的实验验证之一(另外三个是引力红移、水星近日点的进动、光线在太阳引力场中的偏折)。这种时间延迟效应是指当雷达信号途径一个大质量天体时,在观测者看来这个信号发射到指定目标以及返回的时间都要比没有大质量天体存在时所需的时间略长。与引力红移的区别在于它是引力场造成的纯粹时间延迟效应,并不改变信号的波长。.
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彭罗斯图
论物理学中,彭罗斯图(英文:Penrose diagram,用英国牛津大学物理学家罗杰·彭罗斯爵士的名字命名)是用于描述时空中不同两点所发生事件的因果律的二维示意图。彭罗斯图是闵可夫斯基图(垂直轴表示时间,水平轴表示空间,45度斜线表示光的世界线)的广义相对论推广,而最大区别是彭罗斯图上的度规和时空中的真实度规能够局部地共形等价,即能够通过共形变换使全部的时空流形转换到彭罗斯图的有限区域中去。对于球对称的时空,彭罗斯图上的每一点代表一个二维球。 彭罗斯图的更恰当名称应该是彭罗斯-卡特图(或卡特-彭罗斯图),这是归功于布兰登·卡特(Brandon Carter)和罗杰·彭罗斯两人的贡献,但这种叫法并不那么常见。彭罗斯图也叫做共形图或直接被称为时空图。.
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微引力透镜
微引力透镜(Gravitational microlensing)是发生在恒星级天体中的引力透镜现象。与发生在星系尺度上的引力透镜现象相比,微引力透镜的源天体质量很小,光的偏转要小得多,通常情况下难以直接观测到微引力透镜所成的像,而只能观察到光度在瞬间增强的现象。银河系存在相当数量的恒星级黑洞、褐矮星、红矮星、白矮星、行星等较暗弱的天体,它们造成的微引力透镜现象能够在短时间内令背景光发生畸变。因此微引力透镜为研究这些天体提供了非常重要的手段。 人们早在20世纪60年代就提出了微引力透镜的概念。20世纪80年代,普林斯顿大学的波兰天文学家玻丹·帕琴斯基(Bohdan Paczyński)讨论了银河系晕中不发光的暗天体作为微引力透镜的可能性,认为它们有很高的機率被观测到。这些天体叫做大质量致密晕天体。1993年,人们在大麦哲伦云中发现了第一个微引力透镜。.
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地球
地球是太阳系中由內及外的第三顆行星,距离太阳约1.5亿公里。地球是人類已知宇宙中唯一存在生命的天体,也是人類居住的星球,共有74.9億人口。地球质量约为5.97×1024公斤,半径约6,371公里,密度是太阳系中最高。地球同时进行自转和公转运动,分别产生了昼夜及四季的变化更替,一太陽日自转一周,一太陽年公转一周。自转轨道面称为赤道面,公转轨道面称为黄道面,两者之间的夹角称为黄赤交角。地球仅擁有一顆自然卫星,即月球。 地球表面有71%的面积被水覆盖,称为海洋或可以成为湖或河流,其余是陆地板块組成的大洲和岛屿,表面分布河流和湖泊等水源。南极的冰盖及北极存有冰。主體包括岩石圈、地幔、熔融态金属的外地核以及固态金属的內地核。擁有由外地核產生的地磁场。外部被氣體包圍,称为大氣層,主要成分為氮、氧、氬。 地球诞生于约45.4亿年前,42億年前開始形成海洋。并在35亿年前的海洋中出现生命,之后逐步涉足地表和大气,并分化为好氧生物和厌氧生物。早期生命迹象产生的具體证据包括格陵兰岛西南部中拥有约37亿年的历史的石墨,以及澳大利亚大陆西部岩石中约41亿年前的 Early edition, published online before print.。此后除去数次生物集群灭绝事件,生物种类不断增多。根据学界测定,地球曾存在过的50亿种物种中,已经绝灭者占约99%,据统计,现今存活的物种大约有1,200至1,400万个,其中有记录证实存活的物种120万个,而余下的86%尚未被正式发现。2016年5月,有科学家认为现今地球上大概共出现过1--种物种,其中人类正式发现的仅占十万分之一。2016年7月,科学家称现存的生物共祖中共存在有355种基因。地球上有约74亿人口,分成了约200个国家和地区,藉由外交、旅游、贸易、传媒或战争相互联系。.
匀速运动
匀速运动,也稱為等速度運動、等速直線運動或等速度直線運動。 假設一個物體在每一段相同的時間內的移動距離都相等的話,則此現象我們稱之該物體為等速度直線運動,簡稱為等速度運動。 此種運動的性質特性為,在同等大小的時間內,該物體的位移(起點到終點的直線距離)大小皆相等,而且該物體的運動方向也會保持初始的方向不變(此物體不受力或是其合力為零)。物體的速度呈現某一定值不變,該物體會在一直線上成運動狀態,且在任意相等的時間間隔中通過的位移均會相等。 由於速度v是一種向量,速度向量為定值的時候表示其大小、方向都不會發生變化,該物體的的加速度a會等於0呈現定值狀態,因此等速度直線運動是等加速度直線運動中的一個特例(加速度為零的等加速度運動),但根據大學入學考試中心對106年大學入學指定科目考試物理科試題解釋,「速度不變,為等速運動,而非變速運動中的等加速運動」 。依照牛頓第一運動定律靜者恆靜,動者恆動(即為俗稱的慣性定律)來說,在不受任何外力或是所受外力之合為零的狀態下,運動中的物體定會保持等速度直線運動(靜止的物體依然會保持靜止狀態),由此可知上述之牛頓定律也可說明等速度運動的運動狀態。 等速度的運動,是種速度、方向都相等的運動,依此定義解釋可得等速運動、等速度運動、等速度直線運動以上三項均會相等,.
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列维-奇维塔联络
列维-奇维塔联络(Levi-Civita connection),在黎曼几何中, 是切丛上的无挠率联络,它保持黎曼度量(或伪黎曼度量)不变。因意大利数学家图利奥·列维-奇维塔而得名。 黎曼几何基本定理表明存在唯一联络满足这些属性。 在黎曼流形和伪黎曼流形的理论中,共变导数一词经常用于列维-奇维塔联络。联络的坐标空间的表达式称为克里斯托费尔符号。.
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傅里叶变换
傅里叶变换(Transformation de Fourier、Fourier transform)是一种線性积分变换,用于信号在时域(或空域)和频域之间的变换,在物理学和工程学中有许多应用。因其基本思想首先由法国学者约瑟夫·傅里叶系统地提出,所以以其名字来命名以示纪念。实际上傅里叶变换就像化学分析,确定物质的基本成分;信号来自自然界,也可对其进行分析,确定其基本成分。 经傅里叶变换生成的函数 \hat f 称作原函数 f 的傅里叶变换、亦称频谱。在許多情況下,傅里叶变换是可逆的,即可通过 \hat f 得到其原函数 f。通常情况下,f 是实数函数,而 \hat f 则是复数函数,用一个复数来表示振幅和相位。 “傅里叶变换”一词既指变换操作本身(将函数 f 进行傅里叶变换),又指该操作所生成的复数函数(\hat f 是 f 的傅里叶变换)。.
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哈勃定律
在物理宇宙學裏,哈伯定律(Hubble's law)表明,來自遙遠星系光線的紅移與它們的距離成正比。這條定律是因證實者哈伯而命名。它被認為是的第一個觀察依據,和今天經常被援引作為支持大爆炸的一個重要證據。 在宇宙学研究中,哈伯定律成为宇宙膨胀理论的基础,以方程式表示 其中,v 是由紅移現象測得的星系遠離速率,H_0 是哈伯常數,D是星系與觀察者之間的距離。 2012年12月20日,美國國家航空暨太空總署的威爾金森微波各向異性探測器實驗團隊宣布,哈伯常數為69.32 ± 0.80 (km/s)/Mpc。 2013年3月21日,從普朗克卫星觀測獲得的数据,哈伯常數為67.80 ± 0.77 千米每秒每百万秒差距(67.80 ± 0.77 km/s/Mpc)。,table 9.
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凝聚态物理学
凝聚态物理学專門研究物质凝聚相的物理性质。该领域的研究者力图通过物理学定律来解释凝聚相物质的行为。其中,量子力学、电磁学以及统计力学的相关定律对于该领域尤为重要。 固相以及液相是人们最为熟悉的凝聚相。除了这两种相之外,凝聚相还包括一些特定的物质在低温条件下的超导相、自旋有关的铁磁相及反铁磁相、超低温原子系统的玻色-爱因斯坦凝聚相等等。对于凝聚态的研究包括通过实验手段测定物质的各种性质,以及利用理论方法发展数学模型以深入理解这些物质的物理行为。 由于尚有大量的系统及现象亟待研究,凝聚态物理学成为了目前物理学最为活跃的领域之一。仅在美国,该领域的研究者就占到该国物理学者整体的近三分之一,凝聚态物理学部也是美国物理学会最大的部门。此外,该领域还与化学,材料科学以及纳米技术等学科领域交叉,并与原子物理学以及生物物理学等物理学分支紧密相关。该领域研究者在理论研究中所采用的一些概念与方法也适用于粒子物理学及核物理学等领域。 晶体学、冶金学、弹性力学以及磁学等等起初是各自独立的学科领域。这些学科在二十世纪四十年代被物理学家统合为固体物理学。时间进入二十世纪六十年代后,有关液体物理性质的研究也被纳入其中,形成凝聚态物理学这一新学科。据物理学家菲利普·安德森所述,术语“凝聚态物理学”是他和首创。1967年,他们把位于卡文迪许实验室的研究组名称由“固体理论”改为“凝聚态理论”。二人觉得原来的名称并没有涵盖液体及等方面研究。但是,“凝聚态”这一术语此前已在欧洲学界出现,只是由他们普及而已。较为著名的例子是施普林格公司于1963年创建的期刊《凝聚态物理学》(Physics of Condensed Matter)。二十世纪六、七十年代的资金环境以及各国政府采取的冷战政策促使相关领域物理学家接纳了“凝聚态物理学”这一术语。他们认为这一术语相对于“固体物理学”而言更为突出了固体、液体、等离子体以及其他复杂物质研究之间的共通性。这些研究与金属和半导体在工业上的应用息息相关。贝尔实验室是最早开展凝聚态物理学研究项目的研究机构之一。 “凝聚态”这一术语在更早的文献中即已出现。例如,在1947年出版的由雅科夫·弗伦克尔撰写的专著《液体动力学理论》(Kinetic theory of liquids)的绪论中,他提出:“液体动力学理论日后也将发展为固体动力学理论的推广与延伸。实际上,更为正确的做法或许是将液体与固体统归为‘--’。”.
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几何学
笛沙格定理的描述,笛沙格定理是欧几里得几何及射影几何的重要結果 幾何學(英语:Geometry,γεωμετρία)簡稱幾何。几何学是數學的一个基础分支,主要研究形狀、大小、圖形的相對位置等空間区域關係以及空间形式的度量。 許多文化中都有幾何學的發展,包括許多有關長度、面積及體積的知識,在西元前六世紀泰勒斯的時代,西方世界開始將幾何學視為數學的一部份。西元前三世紀,幾何學中加入歐幾里德的公理,產生的欧几里得几何是往後幾個世紀的幾何學標準。阿基米德發展了計算面積及體積的方法,許多都用到積分的概念。天文學中有關恆星和行星在天球上的相對位置,以及其相對運動的關係,都是後續一千五百年中探討的主題。幾何和天文都列在西方博雅教育中的四術中,是中古世紀西方大學教授的內容之一。 勒內·笛卡兒發明的坐標系以及當時代數的發展讓幾何學進入新的階段,像平面曲線等幾何圖形可以由函數或是方程等解析的方式表示。這對於十七世紀微積分的引入有重要的影響。透视投影的理論讓人們知道,幾何學不只是物體的度量屬性而已,透视投影後來衍生出射影几何。歐拉及高斯開始有關幾何物件本體性質的研究,使幾何的主題繼續擴充,最後產生了拓扑学及微分幾何。 在歐幾里德的時代,實際空間和幾何空間之間沒有明顯的區別,但自從十九世紀發現非歐幾何後,空間的概念有了大幅的調整,也開始出現哪一種幾何空間最符合實際空間的問題。在二十世紀形式數學興起以後,空間(包括點、線、面)已沒有其直觀的概念在內。今日需要區分實體空間、幾何空間(點、線、面仍沒有其直觀的概念在內)以及抽象空間。當代的幾何學考慮流形,空間的概念比歐幾里德中的更加抽象,兩者只在極小尺寸下才彼此近似。這些空間可以加入額外的結構,因此可以考慮其長度。近代的幾何學和物理關係密切,就像偽黎曼流形和廣義相對論的關係一樣。物理理論中最年輕的弦理論也和幾何學有密切關係。 几何学可見的特性讓它比代數、數論等數學領域更容易讓人接觸,不過一些几何語言已經和原來傳統的、欧几里得几何下的定義越差越遠,例如碎形幾何及解析幾何等。 現代概念上的幾何其抽象程度和一般化程度大幅提高,並與分析、抽象代數和拓撲學緊密結合。 幾何學應用於許多領域,包括藝術,建築,物理和其他數學領域。.
啁啾
啁啾(Chirp)是指頻率隨時間而改變(增加或減少)的信號,由於這種信號聽起來類似鳥鳴的啾聲。.
全球定位系统
全球定位系统(Global Positioning System,通常简称GPS),又稱全球衛星定位系統,是美国国防部研制和维护的中距离圆型轨道卫星导航系统。它可以为地球表面绝大部分地区(98%)提供准确的定位、测速和高精度的标准時間。全球定位系统可满足位于全球地面任一處或近地空间的军事用户连续且精确的确定三维位置、三维运动和时间的需求。该系统包括太空中的31颗GPS人造衛星;地面上1个主控站、3个数据注入站和5个监测站,及作为用户端的GPS接收机。最少只需其中3颗卫星,就能迅速确定用户端在地球上所处的位置及海拔高度;所能接收到的衛星訊號數越多,解碼出來的位置就越精確。 该系统由美国政府于1970年代开始进行研制,并于1994年全面建成。使用者只需拥有GPS接收机即可使用该服务,无需另外付费。GPS信号分为民用的标准定位服务(SPS,Standard Positioning Service)和軍用的精確定位服务(PPS,Precise Positioning Service)兩類。由於GPS無須任何授權即可任意使用,原本美國因為擔心敵對國家或組織會利用GPS對美國發動攻擊,故在民用訊號中人为地加入選擇性誤差(即SA政策,Selective Availability)以降低其精確度,使其最终定位精確度大概在100米左右;軍規的精度在十米以下。2000年以后,比尔·克林顿政府决定取消对民用訊號的干擾。因此,现在民用GPS也可以达到十米左右的定位精度。 GPS系统拥有如下多种优点:使用低頻訊號,縱使天候不佳仍能保持相當的訊號穿透性;高达98%的全球覆蓋率;高精度三维定速定时;快速、省时、高效率;应用广泛、多功能;可移动定位。不同于双星定位系统,使用过程中接收机不需要发出任何信号;此舉增加了隐蔽性,提高了其军事应用效能。.
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公转
公转(Orbital revolution),是一物體以另一物體為中心,沿一定軌道所作的循環運動;所沿著的軌道可以為圆、椭圆、双曲线或抛物线。在天文學上,一般用來形容行星、彗星等星体環繞恒星;衛星、人造卫星等環繞行星;小规模星系、星云、宇宙尘埃等環繞大规模星系;以及更大规模的天体间环绕的運動。 在不同的参照系中,公转在不同的视角下,会出现两种公转方向。一种为逆时针方向,一种为顺时针方向。如下面的图所示,橙色球绕着图中心的红色球做公转运动,左边的是逆时针方向,右边的是顺时针方向。.
共变导数
#重定向 协变微商.
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共形映射
数学上,共形变换(Conformal map)或稱保角变换,來自於流体力学和几何学的概念,是一个保持角度不变的映射。 更正式的说,一个映射 称为在 z_0 \, 共形(或者保角),如果它保持穿过 z_0 \, 的曲线间的定向角度,以及它们的取向也就是说方向。共形变换保持了角度以及无穷小物体的形状,但是不一定保持它们的尺寸。 共形的性质可以用坐标变换的导数矩阵雅可比矩阵的术语来表述。如果变换的雅可比矩阵处处都是一个标量乘以一个旋转矩阵,则变换是共形的。.
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光子
| mean_lifetime.
光锥
-- 在狭义相对论中,光锥(Light cone)是闵可夫斯基时空下能够与一个单一事件通过光速存在因果联系的所有点的集合,并且它具有洛伦兹不变性。光锥也可以看作是闵可夫斯基时空下的一束光随时间演化的轨迹。在三维空间中,光锥可以通过将两条正交的水平轴取做空间坐标,将垂直于水平面的竖直轴取做时间坐标从而实现可视化。为了简明起见,这里首先考虑的是平面上的光锥:即用来描述它的闵可夫斯基图只具有一维时间(纵轴)和一维空间(横轴),我们将看到光锥在洛伦兹变换下具有不变性。.
光速
光速,指光在真空中的速率,是一個物理常數,一般記作,精確值為(≈ m/s)。這一數值之所以是精確值,是因為米的定義就是基於光速和國際時間標準上的。根據狹義相對論,宇宙中所有物質和訊息的運動和傳播速度都不能超過。光速也是所有無質量粒子及對應的場波動(包括電磁輻射和引力波等)在真空中運行的速度。這一速度獨立於射源運動以及觀測者所身處的慣性參考系。在相對論中,起到把時間和空間聯繫起來的作用,並且出現在廣為人知的質能等價公式中:.
光速不变原理
光速不变原理是狭义相对论的两个基础公设之一,在狭义相对论之中,指的是无论在何种惯性参照系中观察,光在真空中的传播速度相对于该观测者都是一个常数,不随光源和观测者所在参考系的相对运动而改变。这个数值是299,792,458公尺/秒。 光速不变原理是由联立求解麦克斯韦方程组得到的,并为迈克耳孙-莫雷实验所证实。光速不变原理是爱因斯坦创立狭义相对论的基本出发点之一。 在广义相对论中,由于所谓惯性参照系不再存在,爱因斯坦引入了广义相对性原理,即物理定律的形式在一切参考系都是不变的,这也使得光速不变原理可以应用到所有参考系中。.
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克尔黑洞
克尔黑洞(英文:Kerr black hole)是爱因斯坦场方程预言下的一类带有角动量的黑洞,是二種旋转黑洞(rotating black hole)中的一種。用来描述克尔黑洞的时空度规叫做克尔度规,是由新西兰数学家罗伊·克尔于1963年解出的。另一種是同时带有角动量和电荷的黑洞,叫做克尔-纽曼黑洞(Kerr-Newman black hole)。相比于静态的史瓦西黑洞,克尔黑洞更接近于实际物理上的黑洞,因为大多数恒星都具有一定的自转角动量,当它们坍缩成黑洞时仍然会保留部分角动量。2006年天文学家对银河系内的X射线双星GRS 1915+105的观测表明,其中的黑洞可能在以每秒1150次的频率高速自转,已经接近了理论上的极限。.
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克里斯托费尔符号
克氏符号,全称克里斯托费尔符号(Christoffel symbols),在数学和物理中,是从度量张量导出的列维-奇维塔联络(Levi-Civita connection)的坐标表达式。因埃爾溫·布魯諾·克里斯托費爾(1829年-1900年)命名。克氏符号在每当进行涉及到几何的实用演算时都会被用到,因为他们使得非常复杂的演算不被搞混。不幸的是,它们写起来较繁琐,并要求对细节的仔细关注。相反,无下标的形式化的列维-奇维塔联络的概念是相当漂亮,并允许定理用典雅的方式表达,但是在实用演算中没有什么用处。.
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勞侖茲協變性
物理學中,勞侖茲協變性(Lorentz covariance)是時空的一個關鍵性質,出自於狹義相對論,適用於全域性的場合。局域勞侖茲協變性(Local Lorentz covariance)所指為僅「局域」於各點附近無限小時空區域的勞侖茲協變性,此則出於廣義相對論。勞侖茲協變性有兩個不同、但緊密關聯的意義:.
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動圈
動圈(Ergosphere)是在旋轉黑洞外面的區域。它的名稱源自希臘的ergon這個字,意思是“工作”,由雷莫·鲁菲尼和约翰·惠勒在1971年命名。它得到這個名稱是因為從理論上說,可以從這個區域提取黑洞的能量和質量。動圈有著扁球體的形狀,在赤道有著較大的半徑範圍,並且在兩極接觸到旋轉黑洞的事件視界。動圈的赤道半徑(最大半徑)相當於不旋轉黑洞的史瓦西半徑;如果黑洞達到轉速的極限時,極半徑(最小半徑)將小到只有史瓦西半徑的一半。 在動圈之內,時空會被沿著黑洞轉動的方向拖曳着,相對於靜止宇宙的速度略大於當地光速的一半。這個過程就是所謂的蘭斯-蒂林效應效應或是參考系拖拽 。由於拖曳的效應,動圈內的物體相對於靜止的宇宙是不穩定的,除非它們的運動速度超越它們所在時空的光速。一個故定在動圈之外的懸浮鉛墜,在接近穩定的極限邊緣時,將體驗無限遠/發散的徑度量。在一些點,她將開始下墜,從而導致引力磁化誘導自旋向運動(spinward motion?)。空間拖曳的另一個結果是在動圈內存在著負能量。 動圈的外界限稱為無位移極限或靜止極限。在靜止極限,物體的運動速度在光速的極限之下,相對於宇宙的其它部分是靜止的。這是因為這裡的空間相對於其它的空間正受到光速的拖曳。在這個界限之外的空間依然受到拖曳,但是速度小於光速。 由於動圈位於事件視界之外,在這兒的物體雖然受到黑洞的引力拖曳,但是依然可以逃逸出去。一個物體可以經由進入黑洞的旋轉,從而擷取一些黑洞的能量與獲得能源,因而可以逃離它。這個從旋轉黑洞移出能量的過程是數學家羅傑·潘羅斯在1969年推導出來的,並且稱為潘羅斯過程。理論上,這個過程可以提取一個旋轉黑洞總能量的29%。當這些能量被移除之後,黑洞不再旋轉,而動圈也不再存在。這個過程被視為充滿活力的伽瑪射線暴能量來源的一個可能解釋。電腦模型的結果顯示,潘羅斯過程能夠產生被觀測到來自類星體和其他活躍星系核的高能粒子。 動圈的大小,動圈表面和事件視界的距離,不一定和事件視界的大小成比率,但必然和黑洞的引力和角動量相關。極點是靜止不動的,因此沒有角動量;而在任何時間,在赤道上給定的任何一個點的距離都比黑洞中其他的點更遠,所以它會有最大的角動量。這種從兩極到赤道的角動量差異,反應在赤道上使得動圈的形狀呈現扁球體。如果引力或是轉速增加,動圈的形狀也會隨之改變。反過來,他們的減少,也會使得動圈減小I。.
因果关系
因果关系(英語:causality或causation)是一個事件(即“因”)和第二個事件(即“果”)之間的作用關係,其中後一事件被認為是前一事件的結果。一般來說,一個事件是很多原因綜合產生的結果,而且原因都發生在較早時間點,而該事件又可以成為其他事件的原因。 一般來說,因果還可以指一系列因素(因)和一個现象(果)之間的關係。對某个结果產生影響的任何事件都是该结果的一个因素。直接因素是直接影响结果的因素,也即无需任何介入因素(介入因素有时又称中介因素)。从这个角度来讲,因果之间的关系也可以称为因果关联(causal nexus)。 原因和结果通常和变化或事件有关,还包括客体、过程、性质、变量、事实、状况;概括因果关系争议很多。对因果关系的哲学研究历史悠久,佛教和西方哲學家如亞里士多德在2000多年前就已經提出了因果,该问题仍是现代哲学的重要课题。.
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因果结构
在数学物理学中,洛伦兹流形的因果结构是指流形中两点间的因果关系。.
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状态方程
在物理学和热力学中,状态方程(Equation of state),也称物态方程,表达了热力学系统中若干个态函数参量之间的关系。特別是在热力学中,状态方程是一个热力学方程,描述了给定物理条件环境下物质的状态,例如其温度、压强、体积和内能。状态方程在描述流体、混合流体、固体甚至是研究恒星内部都十分有用。.
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玫瑰线
玫瑰线是极坐标系中的正弦曲线,可以用以下的方程来表示: 如果k是偶数,玫瑰线就有2k个瓣,如果k是奇数,则有k个瓣。 如果k是有理数,玫瑰线就是封闭的,其长度有限。如果k是无理数,则曲线不是封闭的,长度为无穷大。在这种情况下,玫瑰线的图形便形成了一个稠密集。 由于对于所有的\theta,都有: 因此由以下方程所确定的玫瑰线 除了角度的不同以外,是全等的。.
火星
火星(Mars, 天文符號♂),是離太陽第四近的行星,為太陽系中四顆類地行星之一。西方稱火星為瑪爾斯,是羅馬神話中的戰神;古漢語中則因为它荧荧如火,位置、亮度時常變動讓人無法捉摸而稱之為熒惑。火星在太陽系的八大行星中,第二小的行星,其質量、體積仅比水星略大。火星的直徑約為地球的一半,自轉軸傾角、自轉週期則與地球相當,但繞太陽公轉周期是地球的兩倍。在地球上,火星肉眼可見,亮度可達-2.91,只比金星、月球和太陽暗,但在大部分時間裡比木星暗。 火星大气以二氧化碳为主,既稀薄又寒冷。火星在視覺上呈現為橘紅色是由其地表所廣泛分佈的氧化鐵造成的。火星地表沙丘、砾石遍布且没有稳定的液态水,火星南半球是古老、充满陨石坑的高地,北半球则是较年轻的平原。 火星有兩個天然衛星:火衛一和火衛二,形狀不規則,可能是捕獲的小行星。火星目前有四艘在軌運行的探測船,分別是火星奧德賽號、火星快車號和火星偵察軌道器以及2014年9月22日抵达的MAVEN轨道器,地表還有很多火星車和著陸器,包括兩台火星車:機會號和好奇號,和已經結束任務的精神號和鳳凰號。根據觀測的證據,火星以前可能覆蓋大面積的水。亦觀察到最近十年內類似地下水湧出的現象。 火星全球勘測者則觀察到南極冠有部份退縮。火星快車號和火星偵察軌道器的雷達資料顯示兩極和中緯度地表下存在大量的水冰Water ice in crater at Martian north pole http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMGKA808BE_0.html。2008年7月31日,鳳凰號直接於表土之下證實水冰的存在。2013年9月26日,火星探測車好奇號發現火星土壤含有豐富水分,大約為1.5至3重量百分比,顯示火星有足夠的水資源供給未來移民使用。2015年9月證實火星有間歇流動的液態水(液態鹽水)。.
火星全球探勘者號
火星全球探勘者號,或翻譯為火星全球測量者號(Mars Global Surveyor, MGS),是美國國家航空暨太空總署的火星探測衛星,也開啟新一波的火星探測計畫,於1996年11月7日升空,並在2006年11月2日因為失聯結束任務。.
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現代物理學
近代物理學(Modern physics)所涉及的物理學領域包括量子力學與相對論,與牛頓力學為核心的古典物理學相異。近代物理研究的對象有時小於原子或分子尺寸,用來描述微觀世界的物理現象。愛因斯坦創立的相對論經常被視為近代物理學的範疇。.
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理论物理学
论物理学(Theoretical physics)通过为现实世界建立数学模型来试图理解所有物理现象的运行机制。通过“物理理论”来条理化、解释、预言物理现象。 豐富的想像力、精湛的數學造詣、嚴謹的治學態度,這些都是成為理論物理學家需要培養的優良素質。例如,在十九世紀中期,物理大師詹姆斯·麥克斯韋覺得電磁學的理論雜亂無章、急需整合。尤其是其中許多理論都涉及超距作用(action at a distance)的概念。麥克斯韋對於這概念極為反對,他主張用場論來解釋。例如,磁鐵會在四周產生磁場,而磁場會施加磁場力於鐵粉,使得這些鐵粉依著磁場力的方向排列,形成一條條的磁場線;磁鐵並不是直接施加力量於鐵粉,而是經過磁場施加力量於鐵粉;麥克斯韋嘗試朝著這方向開闢一條思路。他想出的「分子渦流模型」,借用流體力學的一些數學框架,能夠解釋所有那時已知的電磁現象。更進一步,這模型還展示出一個嶄新的概念——電位移。由於這概念,他推理電磁場能夠以波動形式傳播於空間,他又計算出其波速恰巧等於光速。麥克斯韋斷定光波就是一種電磁波。從此,電學、磁學、光學被整合為一統的電磁學。.
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等效原理
等效原理(Äquivalenzprinzip,equivalence principle),尤其是強等效原理,在廣義相對論的引力理論中居於一個極重要的地位,它的重要性首先是被愛因斯坦分別在1911年的《關於引力對光傳播的影響》及1916年的《廣義相對論的基礎》中被提出來。 等效原理共有兩個不同程度的表述:弱等效原理及強等效原理。 對此原理,愛因斯坦曾如是說:「我為它的存在感到極為驚奇,並且猜想其中必有一把可以更深入了解慣性和引力的鑰匙。.
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类星体
類星體 (quasar,,也以QSO或quasi-stellar object為人所知)是極度明亮的活躍星系核(AGN,active galactic nucleus)。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞,它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核,黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落,能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大:最強大的類星體的光度超過1041 瓦特,是普通星系,例如銀河系,的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源(quasi-stellar radio source)的縮寫,因為在20世紀50年代發現這種天體時,被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時,它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像,特別是哈伯太空望遠鏡,已經證明類星體是發生在星系的中心,一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
粒子物理學
粒子物理学是研究组成物质和射线的基本粒子以及它们之间相互作用的一個物理学分支。由于许多基本粒子在大自然的一般条件下不存在或不单独出现,物理学家只有使用粒子加速器在高能相撞的条件下才能生产和研究它们,因此粒子物理学也被称为高能物理学。.
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紧化
数学中,紧化(compactification)是将一个拓扑空间扩大为紧的过程或结果。紧化的方法有多种,但每一种方法都是以某种方式添加“无穷远点”控制“跑向无穷远”的点或阻止这样的“逃逸”。.
约翰·贝兹
#重定向 約翰·拜艾茲.
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约瑟夫·泰勒
约瑟夫·泰勒(Joseph Hooton Taylor,),美国物理学家。他和拉塞尔·赫尔斯共同发现史上第一个位于双星系统脉冲星PSR B1913+16,并通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据, 是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证。泰勒也因此和赫尔斯一同获得1993年诺贝尔物理学奖。.
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经典力学
经典力学是力学的一个分支。经典力学是以牛顿运动定律为基础,在宏观世界和低速状态下,研究物体运动的基本学科。在物理學裏,经典力学是最早被接受为力學的一个基本綱領。经典力学又分为静力学(描述静止物体)、运动学(描述物体运动)和动力学(描述物体受力作用下的运动)。16世纪,伽利略·伽利莱就已采用科学实验和数学分析的方法研究力学。他为后来的科学家提供了许多豁然开朗的启示。艾萨克·牛顿则是最早使用数学语言描述力学定律的科学家。.
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绝对零度
絕對零度(absolute zero)是熱力學的最低溫度,是粒子动能低到量子力学最低点时物质的温度。绝对零度是僅存於理論的下限值,其熱力學溫標寫成K,等於攝氏溫標零下273.15度(即−273.15℃)。 物質的溫度取決於其內原子、分子等粒子的動能。根據麥克斯韋-玻爾茲曼分佈,粒子動能越高,物質溫度就越高。理論上,若粒子動能低到量子力學的最低點時,物質即達到絕對零度,不能再低。然而,根據熱力學第二定律,絕對零度永遠無法達到,只可無限逼近。因為任何空間必然存有能量和熱量,也不斷進行相互轉換而不消失。所以絕對零度是不存在的,除非該空間自始即無任何能量熱量。在此一空間,所有物質完全沒有粒子振動,其總體積並且為零。 有關物質接近絕對零度時的行為,可初步觀察。定義如下: 其中h為普朗克常數、m為粒子的質量、k為波茲曼常數、T為絕對溫度。可見熱德布洛伊波長與絕對溫度的平方根成反比,因此當溫度很低的時候,粒子物質波的波長很長,粒子與粒子之間的物質波有很大的重疊,因此量子力學的效應就會變得很明顯。著名的現象之一就是在1995年首次被實驗證實的玻色-愛因斯坦凝聚,當時溫度降至只有1.7×10-7 K。.
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热力学第三定律
热力学第三定律是热力学的四条基本定律之一,其描述的是热力学系统的熵在温度趋近于绝对零度时將趋于定值。而对于完整晶体,这个定值为零。由於这個定律是由瓦尔特·能斯特歸納得出後發表,因此又常被称为能斯特定理或能斯特假定。1923年,吉爾伯特·路易斯和對此一定律重新提出另一种表述。 随着统计力学的发展,这個定律正如其他热力学定律一样得到了各種解釋,而不再只是由实验結果所歸納而出的经验定律。 这個定律有适用条件的限制,雖然其应用范围不如热力学第一、第二定律广泛,但仍對很多學門有重要意义——特别是在物理化学领域。.
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热力学第二定律
热力学第二定律(second law of thermodynamics)是热力学的三条基本定律之一,表述热力学过程的不可逆性——孤立系统自發地朝著熱力學平衡方向──最大熵狀態──演化,同样地,第二类永动机永不可能实现。 這一定律的歷史可追溯至尼古拉·卡诺对于热机效率的研究,及其于1824年提出的卡诺定理。定律有许多种表述,其中最具代表性的是克劳修斯表述(1850年)和开尔文表述(1851年),这些表述都可被证明是等价的。定律的数学表述主要借助魯道夫·克勞修斯所引入的熵的概念,具体表述为克劳修斯定理。 虽然这一定律在热力学范畴内是一条经验定律,无法得到解释,但随着统计力学的发展,这一定律得到解释。 这一定律本身及所引入的熵的概念对于物理学及其他科学领域有深远意义。定律本身可作为过程不可逆性及时间流向的判据。而路德维希·玻尔兹曼对于熵的微观解释——系统微观粒子无序程度的量度,更使这概念被引用到物理学之外诸多领域,如信息论及生态学等。.
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爱丁顿光度
爱丁顿光度或者爱丁顿极限,是吸积天体所能达到的最大光度。天体在吸积周围介质的同时发出辐射,当吸积物质累积到一定程度,辐射压(光压)会阻止物质进一步下落。此时天体作用在一个粒子上向内的引力与其受到向外的辐射压力达到平衡。平衡的状态被称为流体静力平衡。当一个恒星超过爱丁顿光度,它将从它的外层发起非常强烈的辐射驱动的星风。由于大多数恒星都远低于爱丁顿光度,它们的星风多是由较不强烈的吸收线驱动。爱丁顿光度被激发来解释吸积黑洞的观测亮度,例如类星体。.
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爱因斯坦张量
爱因斯坦张量(英文:Einstein tensor)是广义相对论中用来描述时空曲率的一个张量,见于爱因斯坦场方程;有时也叫做迹反转里奇张量(trace-reversed Ricci tensor)。.
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爱因斯坦场方程
愛因斯坦重力場方程是一組含有十個方程式的方程組,由愛因斯坦於1915年在廣義相對論中提出。此方程組描述了重力是由物質與能量所產生的時空彎曲所造成。也就是說,如同牛頓的萬有引力理論中質量作為重力的來源,亦即有質量就可以產生重力,愛氏的相對論理論更進一步的指出,動量與能量皆可做為重力的來源,並且將「重力場」詮釋成「時空彎曲」。所以當我們知道物質與能量在時空中是如何分布的,就可以計算出時空的曲率,而時空彎曲的結果即是重力。 愛因斯坦重力場方程是用來計算動量與能量所造成的時空曲率,再搭配測地線方程,就可以求出物體在重力場中的運動軌跡。這個想法與電磁學的想法是類似的:當我們知道了空間中的電荷與電流(電磁場的來源)是如何分布的,藉由馬克士威方程組,我們可以計算出電場與磁場,再藉由勞倫茲力方程,即可求出帶電粒子在電磁場中的軌跡。 僅在一些簡化的假設下,例如:假設時空是球對稱,此方程組才具有精確解。這些精確解常常被用來模擬許多宇宙中的重力現象,像是黑洞、膨脹宇宙、重力波。.
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电磁场
電磁場(electromagnetic field)是由帶電粒子的運動而產生的一種物理場。處於電磁場的帶電粒子會受到電磁場的作用力。電磁場與帶電粒子(電荷或電流)之間的交互作用可以用馬克士威方程組和勞侖茲力定律來描述。 電磁場可以被視為電場和磁場的連結。追根究底,電場是由電荷產生的,磁場是由移動的電荷(電流)產生的。對於耦合的電場和磁場,根據法拉第電磁感應定律,電場會隨著含時磁場而改變;又根據馬克士威-安培方程式,磁場會隨著含時電場而改變。這樣,形成了傳播於空間的電磁波,又稱光波。無線電波或紅外線是較低頻率的電磁波;紫外光或X-射線是較高頻率的電磁波。 電磁場涉及的基本交互作用是電磁交互作用。這是大自然的四個基本作用之一。其它三個是重力相互作用,弱交互作用和強交互作用。電磁場倚靠電磁波傳播於空間。 從經典角度,電磁場可以被視為一種連續平滑的場,以類波動的方式傳播。從量子力學角度,電磁場是量子化的,是由許多個單獨粒子構成的。.
电磁波
#重定向 电磁辐射.
熵
化學及热力学中所谓熵(entropy),是一種測量在動力學方面不能做功的能量總數,也就是當總體的熵增加,其做功能力也下降,熵的量度正是能量退化的指標。熵亦被用於計算一個系統中的失序現象,也就是計算該系統混亂的程度。熵是一个描述系统状态的函数,但是经常用熵的参考值和变化量进行分析比较,它在控制论、概率论、数论、天体物理、生命科学等领域都有重要应用,在不同的学科中也有引申出的更为具体的定义,是各领域十分重要的参量。.
物质
物质是一個科學上沒有明確定義的詞,一般是指靜止質量不為零的東西。物质也常用來泛稱所有組成可觀測物體的成份 。 所有可以用肉眼看到的物體都是由原子組成,而原子是由互相作用的次原子粒子所組成,其中包括由質子和中子組成的原子核,以及許多電子組成的電子雲 。 一般而言科學上會將上述的複合粒子視為物質,因為他們具有靜止質量及體積。相對的,像光子等无质量粒子一般不視為物質。不過不是所有具有靜止質量的粒子都有古典定義下的體積,像夸克及輕子等粒子一般會視為質點,不具有大小及體積。而夸克和輕子之間的交互作用才使得質子和中子有所謂的體積,也使得一般物體有體積。 物質常見的物質狀態有四種:固體、液體、氣體及等离子体。不過實驗技術的進步產生了許多新的物質狀態,像是玻色–爱因斯坦凝聚及费米子凝聚态。對於基本粒子的研究也產生了新的物質狀態,像是夸克-膠子漿 。在自然科學的歷史中,許多人都在研究物質的確切性質,物質是由許多離散組件組合而成的概念,即所謂的「物質粒子論」,最早是由古希臘哲學家留基伯及德谟克利特提出。 愛因斯坦證明所有物體都可以轉換為能量(即質能等價),之間的關係式即為著名的E.
牛頓第二運動定律
牛頓第二運動定律(Newton's second law of motion)闡明,物體的加速度與所受的凈力成正比,與質量成反比,物體的加速度與凈力同方向。 牛頓第二定律亦可以表述為「物体的动量对时间的变化率和所受外力成正比」。即动量对时间的一阶导数等于外力。.
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牛顿万有引力定律
万有引力定律(Newton's law of universal gravitation)指出,兩個質點彼此之間相互吸引的作用力,是與它們的質量乘積成正比,並與它們之間的距離成平方反比。 万有引力定律是由艾薩克·牛頓(Isaac Newton)稱之為歸納推理的經驗觀察得出的一般物理規律。它是經典力學的一部分,是在1687年于《自然哲学的数学原理》中首次發表的,并於1687年7月5日首次出版。當牛頓的書在1686年被提交給英國皇家學會時,羅伯特·胡克宣稱牛頓從他那裡得到了距離平方反比律。 此定律若按照現代語文,明示了:每一點質量都是通過指向沿著兩點相交線的力量來吸引每一個其它點的質量。力與兩個質量的乘積成正比,與它們之間的距離平方成反比。關於牛頓所明示質量之間萬有引力理論的第一個實驗,是英國科學家亨利·卡文迪什(Henry Cavendish)於1798年進行的卡文迪許實驗。這個實驗發生在牛頓原理出版111年之後,也是在他去世大約71年之後。 牛頓的引力定律類似於庫侖電力定律,用來計算兩個帶電體之間產生的電力的大小。兩者都是逆平方律,其中作用力與物體之間的距離平方成反比。庫侖定律是用兩個電荷來代替質量的乘積,用靜電常數代替引力常數。 牛頓定律的理論基礎,在現代的學術界已經被愛因斯坦的廣義相對論所取代。但它在大多數應用中仍然被用作重力效應的經典近似。只有在需要極端精確的時候,或者在處理非常強大的引力場的時候,比如那些在極其密集的物體上,或者在非常近的距離(比如水星繞太陽的軌道)時,才需要相對論。.
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狭义相对论
-- 狭义相对论(英文:Special relativity)是由爱因斯坦、洛仑兹和庞加莱等人创立的,應用在惯性参考系下的时空理论,是对牛顿时空观的拓展和修正。爱因斯坦在1905年完成的《論動體的電動力學》論文中提出了狭义相对论Albert Einstein (1905) "", Annalen der Physik 17: 891; 英文翻譯為George Barker Jeffery和 Wilfrid Perrett翻譯的(1923); 另一版英文翻譯為Megh Nad Saha翻譯的On the Electrodynamics of Moving Bodies(1920).
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盎魯效應
#重定向 安魯效應.
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相对论性喷流
对论性喷流:活动星系核周围的相对论性等离子体束与中心的超大质量黑洞自转轴方向一致,从而沿喷流方向射出 相对论性喷流(英文:Relativistic jet)是来自某些活动星系、射电星系或类星体中心的强度非常高的等离子体喷流。这种喷流的长度可达几千甚至数十万光年。现在一般认为相对论性喷流的直接成因是中心星体吸积盘表面的磁场沿着星体自转轴的方向扭曲并向外发射,因而当条件允许时在吸积盘的两个表面都会形成向外发射的喷流。如果喷流的方向恰巧和星体与地球的连线一致,由于是相对论性粒子束,喷流的亮度会因而发生改变。目前在科学界相对论性喷流的形成机制和物理成分仍然是个有争议的话题,不过一般认为喷流是电中性的,其由电子、正电子和质子按一定比例组成。一般还认为相对论性喷流的形成是解释伽玛射线暴成因的关键。这些喷流具有的洛伦兹因子可达大约100,是已知的速度最快的天体之一。 类似的较小尺寸的相对论性喷流可由中子星或恒星质量黑洞的吸积盘而产生,这类系统经常被称作微类星体。一个著名的例子是SS433,其经过周密观测得到的相对论性喷流速度达到了光速的0.23倍,而大多数微类星体可能具有比这高得多的喷流速度(这一点还没有被更多的周密观测所证实)。其他更小尺寸以及速度更低的喷流可以在很多双星系统中通过加速机制形成,这种加速机制可能和已观测到的地球磁圈与太阳风之间的磁重连接过程相类似。.
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相对性原理
物理定律在一切参考系中都具有相同的形式,这就是相对性原理。相对性原理是物理学最基本的原理之一,它指出不存在“绝对参考系”。在一个参考系中建立起来的物理定律,通过适当的坐标变换,可以适用于任何参考系。相对性原理最初是由伽利略提出,当时的适用范围是经典力学。爱因斯坦将其推广到包含力学和电磁学的整个经典物理学范围,后来更进一步将引力现象也包含进来。.
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白矮星
白矮星(white dwarf),也稱為簡併矮星,是由简并态物质構成的小恆星。它們的密度極高,一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小,微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。 白矮星被認為是中、低質量恆星演化階段的最終產物,在我們所屬的星系內97%的恆星都屬於這一類。, §1.
聯星
聯星是兩顆恆星組成,在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統,尤其是在距離遙遠時,肉眼看見的經常是單一的點光源,要過其它的觀測方法,才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示,一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星(double star)通常被視為聯星的同義詞;然而,雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星,只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置,在視線上幾乎是相同的位置。然而,它們的"雙重性"只取決於這光學效應;恆星本身之間的距離是遙遠的,沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異,可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測,來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要,因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量,而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係(mass-luminosity relationship,MLR)估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的,在這種情況下,它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期,因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術,例如光譜學(聯星光譜)或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上,它與伴星會發生互相食與凌的現象;這樣的一對聯星會被稱為食聯星,或因為它們是經由光度變化被檢測出來的,而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近,將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下,這些接近的聯星系統可以交換質量,可能會帶來它們在恆星演化時,單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1(這是眾所皆知的黑洞)。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星,和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
萊斯納-諾德斯特洛姆度規
赖斯纳-努德斯特伦度规(Reissner-Nordström metric)是广义相对论中描述描述静态球对称带电物体的引力场的度规,是广义相对论的一个著名的精確解,是赖斯纳(H.
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非線性
#重定向 非線性系統.
行星
行星(planet;planeta),通常指自身不發光,環繞著恆星的天體。其公轉方向常與所繞恆星的自轉方向相同(由西向東)。一般來說行星需具有一定質量,行星的質量要足夠的大(相對於月球)且近似於圓球狀,自身不能像恆星那樣發生核聚變反應。2007年5月,麻省理工學院一組空间科學研究隊發現了已知最熱的行星(2040攝氏度)。 隨著一些具有冥王星大小的天體被發現,「行星」一詞的科學定義似乎更形迫切。歷史上行星名字來自於它們的位置(与恒星的相对位置)在天空中不固定,就好像它們在星空中行走一般。太陽系内肉眼可見的5顆行星水星、金星、火星、木星和土星早在史前就已經被人類發現了。16世紀後日心说取代了地心说,人類瞭解到地球本身也是一顆行星。望遠鏡被發明和萬有引力被發現後,人類又發現了天王星、海王星,冥王星(2006年后被排除出行星行列,2008年被重分類為类冥天体,属于矮行星的一种)還有為數不少的小行星。20世紀末人類在太陽系外的恆星系統中也發現了行星,截至2013年7月12日,人類已發現2000多顆太陽系外的行星。.
裸奇異點
在廣義相對論中,裸奇異點(Naked singularity)是一種理論推測出的重力奇異點,其外沒有事件視界包圍住。一個黑洞是由重力奇異點與包圍住它的事件視界所構成,速度最快的光也無法逃脫到事件視界之外,因此理論上外界觀察者無法直接觀測到黑洞內部的現象。裸奇異點則與之相反,光與其他粒子有機會逃離奇異點至遠方,而事件視界因此不存在;外界觀察者有機會觀察到發生在奇異點附近劇烈扭曲時空的現象。 裸奇異點的存在對於天文物理等領域來說有其重要性,其中之一是可能得以觀察到星體塌縮成無限大密度的點的一些過程。另一方面,其存在與特性乃是對量子重力理論進行檢驗的良好機會。.
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角动量
在物理学中,角动量是与物体的位置向量和动量相关的物理量。對於某慣性參考系的原點\mathbf,物體的角動量是物体的位置向量和动量的叉積,通常写做\mathbf。角动量是矢量。 其中,\mathbf表示物体的位置向量,\mathbf表示角动量。\mathbf表示动量。角動量\mathbf又可寫為: 其中,I表示杆状系统的转动惯量,\boldsymbol是角速度矢量。 假設作用於物體的外力矩和為零,則物體的角动量是守恒的。需要注意的是,由于成立的条件不同,角动量是否守恒与动量是否守恒没有直接的联系。 當物體的運動狀態(動量)發生變化,則表示物體受力作用,而作用力大小就等於動量\mathbf的時變率:\mathbf.
观测天文学
觀測天文學(Observational astronomy)是天文學的一個分支,常用於取得數據以與天文物理學的理論比對,或以測量所得的物理量解釋模型的涵義。在實務上,通過望遠鏡或其他天文儀器的使用來觀測目標。 做為一門科學,天文學有些困難之處,由於距離的遙遠,要直接驗證宇宙的特性是不可能的。然而,有為數眾多的恆星可以被觀察到,已經能夠讓天文學家獲取一些事實的真相。這些觀測到的資訊所繪製成的各種圖表,與紀錄足以顯示一般的趨向。變星就是很貼切的具體例證,能藉由變星的特性,測量出遙遠天體的距離。這一種類的距離指標,足以測量鄰近的距離,包括附近的星系,進而對其他現象進行測量。.
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视界
视界是可观测的时空的边界,可能指:.
诺贝尔物理学奖
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質心
質心為多質點系統的質量中心。若對該點施力,系統會沿著力的方向運動、不會旋轉。質點位置對質量加權取平均值,可得質心位置。以質心的概念計算力學通常比較簡單。質心對應的英文有 center of mass 與 barycenter(或 barycentre,源自古希臘的 βαρύς heavy + κέντρον centre)。後者指兩個或多個物體互繞物體的質量中心。 Barycenter 在天文學和天文物理上是很重要的一個觀念。從一個物體的質心轉移一個距離至彼此的質心,可以簡化成二體問題來進行計算。在兩個天體當中,有一個比另一個大許多的情況下(在相對封閉的環境),質心通常會位於質量較大的天體之內。因而較小的天體會在軌道上繞著共同的質心運動,而較大的僅僅只會略微"抖動"。地月系統就是這樣的狀況,倆者的質心距離地球的中心4,671公里,而地球的半徑是6,378公里。當兩個天體的質量差異不大時,質心通常會介於兩者之間,而這兩個天體會呈現互繞的現象。冥王星和它的衛星夏戎,還有許多雙小行星和聯星,都是這種情況的例子。木星和太陽的質量相差雖然超過1,000倍,但因為它們之間的距離較大,也是這一類型的例子。 在天文學,質心座標是非轉動座標,其原點是兩個或多個天體的質心所在。國際天球參考系統是質心座標之一,它的原點是太陽系的質心所在之處。 在幾何學,質心不等同於重心,是二維形狀的幾何中心。.
质量
在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”,但是在科学上,这两个词表示物质不同的属性(参见质量对重量)。 在物理上,质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一:.
超大质量黑洞
#重定向 超大質量黑洞.
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超对称
超对称是费米子和玻色子之间的一种對稱性,该对称性至今在自然界中尚未被观测到。物理学家认为这种对称性是自发破缺的。大型強子對撞機將會驗證粒子是否有相對應的超對稱粒子這個疑問。 超對稱模型能解決三個難題:.
超弦理論
超弦理论(Superstring Theory),属于弦理论的一种,有五個不同的超弦理論,也指狭义的弦理论。是一種引進了超對稱的弦論,其中指物質的基石為十維時空中的弦。.
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超引力
在理论物理学中,超引力(Supergravity,SUGRA)是一种结合了超对称和广义相对论原理的场论。两者结合表明,在超引力理论中,超对称是一种局域对称性(这点与非引力超对称理论例如最小超对称标准模型相反)。因为超对称(SUSY)的生成元会与庞加莱群相结合形成复杂的超庞加莱代数,超引力理论能够很自然地从超对称性产生出来。P.
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。.
麦克斯韦方程组
#重定向 馬克士威方程組.
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黑洞
黑洞(英文:black hole)是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體(並非是一般認知的「洞」概念)。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後,發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大,它产生的引力场是如此之强,以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸,就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体,故名黑洞。在黑洞的周圍,是一個無法偵測的事件視界,標誌著無法返回的臨界點,而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時,因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷,但隨著壓力越來越高,內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹,這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍,這便是紅巨星,質量更大的恆星則會發生超新星爆炸,無論是紅巨星或是超新星,都會將外部物質全部吹飛,直到連重元素也燒完時,重力又會使得恆星繼續向內塌陷,最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星,質量稍大的恆星則會形成中子星,會放出規律的電磁波,至於質量更大的恆星則會繼續塌陷,強大的重力使周圍的空間產生扭曲,最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止,所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測,但可以藉由間接方式得知其存在與質量,並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」,可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡,來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上,最引人注目的題材之一,在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今,黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同,並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據:愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解,分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體,而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射,所以不再適合稱其名為黑洞,而應該改其名為「灰洞」,先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法,是他「最大的失誤」。.
黑洞热力学
黑洞热力学,或称作黑洞力学,是发展于1970年代将热力学的基本定律应用到广义相对论领域中黑洞研究而产生的理论。虽然至今人们还不能清晰地理解阐述这一理论,黑洞热力学的存在强烈地暗示了广义相对论、热力学和量子理论彼此之间深刻而基础的联系。尽管它看上去只是从热力学的最基本原理出发,通过经典和半经典理论描述了热力学定律制约下的黑洞的行为,但它的意义远超出了经典热力学与黑洞的类比这一范畴,而将强引力场中量子现象的本性包含其中。.
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轨道 (力学)
在物理学中,轨道是一个物体在引力作用下绕空间中一点运行的路径,比如行星绕一颗恒星的轨迹,或天然卫星绕一颗行星的轨迹。行星的轨道一般都是椭圆,而且其绕行的质量中心在椭圆的一个焦点上。 当前人们对轨道运动原理的认识基于爱因斯坦的广义相对论,认为引力是由时空弯曲造成的,而轨道则是时空场的几何测地线。为了简化计算,通常用基于开普勒定律的万有引力理论来作为相对论的近似。.
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辐射
物理學上的輻射指的是能量以波或是次原子粒子移動的型態,在真空或介質中傳送。包含.
迴圈量子重力
迴圈量子重力論(loop quantum gravity,LQG),又譯--,英文別名圈引力(loop gravity)、量子幾何學(quantum geometry);由阿貝·阿希提卡、、卡洛·羅威利等人發展出來的量子引力理論,与弦理论同是當今將重力量子化最成功的理論。 利用量子场论的微扰理論来实现引力论的量子化的理论是不能被重整化的。如果主張时空只有四维而從廣義相對論下手,结果可以把廣義相對論转变成类似規範場論的理論,基本正則變量为而非度规张量,再以联络定义的平移算子(holonomy)以及为基本變量來實現量子化。 在此理論下,時空描述是呈背景獨立,由關係性迴圈織出的自旋網路鋪成時空幾何。網絡中每條邊的長度為普朗克長度。迴圈並不存在於時空中,而是以迴圈扭結的方式定義時空幾何。在普朗克尺度下,時空幾何充滿隨機的量子漲落,因此自旋網絡又稱為自旋泡沫。在此理論下,時空是離散的。.
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近日点
#重定向 近日點和遠日點.
霍金輻射
霍金輻射(Hawking radiation)是以量子效應理論推測出的一種由黑洞散發出來的熱輻射。此理論在1974年由物理學家史蒂芬·霍金提出。有了霍金輻射的理論就能說明如何降低黑洞的質量而導致黑洞蒸散的現象。 而因為霍金輻射能夠讓黑洞失去質量,當黑洞損失的質量比增加的質量多的時候就會造成縮小,最終消失。而比較小的微黑洞的發散量通常會比正常的黑洞大,所以前者會比後者縮小與消失的速度還要快。 霍金的分析迅速成為第一個令人信服的量子引力理論,儘管目前尚未實際觀察到霍金輻射的存在。在2008年6月NASA發射了GLAST衛星,它可以尋找蒸發的黑洞中γ射線的閃光。而在額外維度理論,高能粒子对撞也有可能創造出會自我消失的微黑洞。 2010年9月,一項模擬重力研究的結果被部分科學家認為是首次展示出霍金輻射的可能存在與可能性質。然而,霍金輻射仍未被實際觀測到Hawking radiation from ultrashort laser pulse filaments Authors: F. Belgiorno, S.L. Cacciatori, M. Clerici, V. Gorini, G. Ortenzi, L. Rizzi, E. Rubino, V.G. Sala, D. Faccio http://arxiv.org/abs/1009.4634。.
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胡安·马尔达西那
胡安·马丁·马尔达西那(Juan Martin Maldacena,),阿根廷理论物理学家,专长广义相对论和超弦理论。他在1997年首先提出了在反德西特空间背景下某些超引力理论和边界上共形场论的对偶关系,即AdS/CFT对偶猜想。这一发现是超弦理论的最重要结果之一,也被广泛用于粒子物理和宇宙学唯象学研究中。他现在是普林斯顿高等研究院的教授。.
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能量
在物理學中,能量(古希臘語中 ἐνέργεια energeia 意指「活動、操作」)是一個間接觀察到的物理量。它往往被視為某一個物理系統對其他的物理系統做功的能力。由於功被定義為力作用一段距離,因此能量總是等同於沿著一定的長度阻擋某作用力的能力。 一個物體所含的總能量奠基於其質量,能量如同質量一般,不會無中生有或無故消失。能量就像質量一樣,是一個純量。在國際單位制(SI)中,能量的單位是焦耳,但是在有些領域中會習慣使用其他單位如千瓦·時和千卡,這些也是功的單位。 A系統可以藉由簡單的物質轉移將能量傳輸到B系統(因為物質的質量等效於能量)。然而,如果能量不是藉由物質轉移而傳輸能量,而是由其他方法轉移能量,將會使B系統產生變化,因為A系統對B系統作了功。這功表現的效果如同於一個力沿一定的距離作用在接收能量的系統裡。舉例來說,A系統可以藉由轉移(輻射)電磁能量到B系統,而這會在吸收輻射能量的粒子上產生力。同樣的,一個系統可能藉由碰撞轉移能量,而這種情況下被碰撞的物體會在一段距離內受力並獲得運動的能量,稱為動能。熱可以藉由輻射能轉移,或者直接藉由系統間粒子的碰撞而以微觀粒子之動能的形式傳遞。 能量可以不表現為物質、動能或是電磁能的方式儲存在一個系統中。當粒子在與其有交互作用的力場中受外力移動一段距離,此粒子移動到這個場的新位置所需的能量便如此的被儲存了。當然粒子必須藉由外力才能保持在新位置上,否則其所處在的場會藉由釋放儲存能量的方式,讓粒子回到原來的狀態。這種藉由粒子在力場中改變位置而儲存的能量就稱為位能。一個簡單的例子就是在重力場中往上提升一個物體到某一高度所需要做的功就是位能。 任何形式的能量可以轉換成另一種形式。舉例來說,當物體在力場中,因力場作用而移動時,位能可以轉化成動能。當能量是屬於非熱能的形式時,它轉化成其他種類能量的效率可以很高甚至達百分之百,如沿光滑斜面下滑的物體,或者新物質粒子的產生。然而如果以熱能的形式存在,則在轉換成另一種型態時,就如同熱力學第二定律所描述的,總會有轉換效率的限制。 在所有能量轉換的過程中,總能量保持不變,原因在於總系統的能量是在各系統間做轉移,當某個系統損失能量,必定會有另一個系統得到這損失的能量,導致失去和獲得達成平衡,所以總能量不改變。這個能量守恆定律,是十九世紀初時提出,並應用於任何一個孤立系統。(其後雖有質能轉換方程式的發現,但根據該方程式,亦可以把質量視為能量的另一存在形式,所以此定律可說依舊成立)根據諾特定理,能量守恆是由於物理定律不會隨時間改變而得到的自然結果。 雖然一個系統的總能量,不會隨著時間改變,但其能量的值,可能會因為參考系而有所不同。例如一個坐在飛機裡的乘客,相對於飛機其動能為零;但是相對於地球來說,動能卻不為零。.
能量條件
在重力的相對論性古典場論,特別是廣義相對論,能量條件為眾多限制條件中的一項,這些條件不是場方程式的結果,但可加諸一時空模型上,作為額外的約束。目標是希望任何物理學上合理的自然界物質分佈至少會「符合」這些條件中的一項,而多數不合理的分佈則會至少「違背」其中一項。.
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航天器
航天器又名--、太空船或太空飛行器,是在地球大气层以外的宇宙空间中,基本按照天体力学的规律运动的各种飞行器。航天器与自然天体的不同之处在于其可以受控改变其运行轨道或进行回收。常见的航天器包括人造卫星、空间探测器、航天飞机和各种空间站等。航天器要完成其任务必须具备发射场、运载器、航天测控系统、数据采集系统、用户站台以及回收设施等的配合。如果需要載人,更需要攜帶維生資源、生命維持系統、成員觀察訓練程序的協助。 Noun.
阿尔伯特·爱因斯坦
阿尔伯特·爱因斯坦,或譯亞伯特·爱因斯坦(Albert Einstein,),猶太裔理論物理學家,创立了現代物理學的兩大支柱之一的相对论,也是質能等價公式()的發現者。他在科學哲學領域頗具影響力。因為“對理論物理的貢獻,特別是發現了光電效應的原理”,他榮獲1921年諾貝爾物理學獎。這發現為量子理論的建立踏出了關鍵性的一步。 愛因斯坦在職業生涯早期就發覺經典力學與電磁場無法相互共存,因而發展出狹義相對論。他又發現,相對論原理可以延伸至重力場的建模。從研究出來的一些重力理論,他於1915年發表了廣義相對論。他持續研究統計力學與量子理論,導致他給出粒子論與對於分子運動的解釋。在1917年,愛因斯坦應用廣義相對論來建立大尺度結構宇宙的模型。 阿道夫·希特勒於1933年開始掌權成為德國總理之時,愛因斯坦正在走訪美國。由於愛因斯坦是猶太裔人,所以儘管身為普魯士科學院教授,亦沒有返回德國。1940年,他定居美國,隨後成為美國公民。在第二次世界大戰前夕,他在一封寫給當時美國總統富蘭克林·羅斯福的信裏署名,信內提到德國可能發展出一種新式且深具威力的炸彈,因此建議美國也盡早進行相關研究,美國因此開啟了曼哈頓計劃。愛因斯坦支持增強同盟國的武力,但譴責將當時新發現的核裂变用於武器用途的想法,後來愛因斯坦與英國哲學家伯特蘭·羅素共同簽署《羅素—愛因斯坦宣言》,強調核武器的危險性。 愛因斯坦總共發表了300多篇科學論文和150篇非科學作品。愛因斯坦被誉为是“現代物理学之父”及20世紀世界最重要科學家之一。他卓越和原創性的科學成就使得“愛因斯坦”一詞成為“天才”的同義詞。.
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閔可夫斯基時空
#重定向 閔考斯基時空.
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薛定谔方程
在量子力學中,薛定諤方程(Schrödinger equation)是描述物理系統的量子態怎樣隨時間演化的偏微分方程,为量子力學的基礎方程之一,其以發表者奧地利物理學家埃尔温·薛定諤而命名。關於量子態與薛定諤方程的概念涵蓋於基礎量子力學假說裏,無法從其它任何原理推導而出。 在古典力學裏,人们使用牛頓第二定律描述物體運動。而在量子力學裏,類似的運動方程為薛定諤方程。薛定諤方程的解完備地描述物理系統裏,微觀尺寸粒子的量子行為;這包括分子系統、原子系統、亞原子系統;另外,薛定諤方程的解還可完備地描述宏觀系統,可能乃至整個宇宙。 薛定諤方程可以分為「含時薛定諤方程」與「不含時薛定諤方程」兩種。含時薛定諤方程與時間有關,描述量子系統的波函數怎樣隨著時間而演化。不含時薛定諤方程则與時間無關,描述了定態量子系統的物理性質;該方程的解就是定態量子系統的波函數。量子事件發生的機率可以用波函數來計算,其機率幅的絕對值平方就是量子事件發生的機率密度。 薛定諤方程所屬的波動力學可以數學變換為維爾納·海森堡的矩陣力學,或理察·費曼的路徑積分表述。薛定諤方程是個非相對論性方程,不適用於相對論性理論;對於相對論性微觀系統,必須改使用狄拉克方程或克莱因-戈尔登方程等。.
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闵可夫斯基图
時空圖,又稱閔可夫斯基圖,用以表示閔可夫斯基時空的事件的坐標。它是一種理解狹義相對論現象的工具。 在四維的坐標系,以時間乘以光速(ct)為其中一軸,稱之為時間軸;其他的x軸、y軸、z軸,稱之為空間軸。在這四維時空上的每一點,都代表一個事件E。對應特定的慣性參考系,E發生的時間和地點(ct,x,y,z)。 每個質點在時空的活動都可以在時空圖上以連續的曲線表示,稱為世界線。 例如,在直角坐標系上,若質點均速運動,x(t).
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蓝移
蓝移也称蓝位移,与红移相对。在光化学中,蓝移也非正式地指浅色效应。 藍移是一個移動的發射源在向觀測者接近時,所發射的電磁波(例如光波)頻率會向電磁頻譜的藍色端移動(也就是波長縮短)的現象。 這種波長改變的現象在相互間有移動現象的參考座標系中就是一般所說的都卜勒位移或是都卜勒效應。 當一般將星光的紅移被視為是宇宙膨脹的證據時,天文学中同样有很多蓝移现象,例如:.
脉冲
#重定向 脈波.
脉冲星
脉冲星(Pulsar)是中子星的一種,為會週期性發射脈衝訊號的星體。.
重力加速度
重力加速度是一個物體仅受重力作用的情況下所具有的加速度。重力加速度會隨高度增加而下降。 假設一個質量為m的質點與一質量為M的均勻球體的距離為r時,質量所受的重力大小為: 其中G為重力常數。 根据牛頓第二定律 可得重力加速度為 和质量没关系.
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重力磁性
#重定向 重力電磁性.
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重力紅移
重力紅移或稱重力紅位移指的是光波或者其他波動從重力場源(如巨大星體或黑洞)遠離時,整體頻譜會往紅色端方向偏移,亦即發生「頻率變低,波長增長」的現象。.
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重力波 (相對論)
在廣義相對論裡,重力波是時空的漣漪。當投擲石頭到池塘裡時,會在池塘表面產生漣漪,從石頭入水的位置向外傳播。當帶質量物體呈加速度運動時,會在時空產生漣漪,從帶質量物體位置向外傳播,這時空的漣漪就是重力波。由於廣義相對論限制了引力相互作用的傳播速度為光速,因此會產生重力波的現象。相反地說,牛頓重力理論中的交互作用是以無限的速度傳播,所以在這一理論下並不存在重力波。 由於重力波與物質彼此之間的相互作用非常微弱,重力波很不容易被傳播途中的物質所改變,因此重力波是優良的信息載子,能夠從宇宙遙遠的那一端真實地傳遞寶貴信息過來給人們觀測。重力波天文學是觀測天文學的一門新興分支。重力波天文學利用重力波來對於劇烈天文事件所製成的重力波波源進行數據收集,例如,像白矮星、中子星與黑洞一類的星體所組成的聯星,另外,超新星與大爆炸也是劇烈天文事件所製成的重力波波源。原則而言,天文學者可以利用重力波觀測到超新星的核心,或者大爆炸的最初幾分之一秒,利用電磁波無法觀測到這些重要天文事件。 阿爾伯特·愛因斯坦根據廣義相對論於1916年預言了重力波的存在。1974年,拉塞爾·赫爾斯和約瑟夫·泰勒發現赫爾斯-泰勒脈衝雙星。這雙星系統在互相公轉時,由於不斷發射重力波而失去能量,因此逐漸相互靠近,這現象為重力波的存在提供了首個間接證據。科學家也利用重力波探測器來觀測重力波現象,如簡稱LIGO的激光干涉重力波天文台。2016年2月11日,LIGO科學團隊與處女座干涉儀團隊共同宣布,人类於2015年9月14日首次直接探测到重力波,其源自於双黑洞合併。之後,又陸續多次探測到重力波事件,特別是於2017年8月17日首次探測到源自於雙中子星合併的重力波事件GW170817。除了LIGO以外,另外還有幾所重力波天文台正在建造。2017年,萊納·魏斯、巴里·巴利許與基普·索恩因成功探測到重力波,而獲得諾貝爾物理學獎。.
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重整化
重整化(Renormalization)是量子场论、场的统计力学和自相似几何结构中解决计算过程中出现无穷大的一系列方法。 在量子场论发展的早期,人们发现许多圈图(即微扰展开的高阶项)的计算结果含有发散(即无穷大)项。重整化是解决这个困难的一个方案。一个理论如果只有有限种发散项,则可以在拉氏量中引进有限数目的项来抵消这些无穷大项,这种情形被称为可重整。反之,如果理论中有无限种发散项,则称为不可重整。 可重整化曾被认为一个场论所必需满足的自洽性要求。它在量子电动力学和量子规范场论的发展过程中起过重要的作用。粒子物理的标准模型也是可重整的。 现代场论的观点认为所有理论都只是有效理论,它们都有它们的适用范围。除了所谓的终极理论,所有理论在原则上都是不可重整的。在这种观点下,重整化只是联系不同能标下理论的一种方法。 例如: I.
量子力学
量子力学(quantum mechanics)是物理學的分支,主要描写微观的事物,与相对论一起被认为是现代物理学的两大基本支柱,许多物理学理论和科学,如原子物理学、固体物理学、核物理学和粒子物理学以及其它相关的學科,都是以其为基础。 19世紀末,人們發現舊有的經典理論無法解釋微观系统,於是經由物理學家的努力,在20世紀初創立量子力学,解釋了這些現象。量子力學從根本上改變人類對物質結構及其相互作用的理解。除透过广义相对论描写的引力外,迄今所有基本相互作用均可以在量子力学的框架内描述(量子场论)。 愛因斯坦可能是在科學文獻中最先給出術語「量子力學」的物理學者。.
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量子引力
量子引力,是對引力場進行量子化描述的理論,屬於萬有理論之一。研究方向主要嘗試結合廣義相對論與量子力學,是當前物理學尚未解决的問題。當前主流嘗試理論有:超弦理論、迴圈量子重力理論。引力波的发现,为量子引力理论提供了新的佐证。.
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量子场论
在理論物理學中,量子场论(Quantum field theory)是由量子力學和狹義相對論互相融合後的物理理論。已被廣泛的應用在粒子物理學和凝聚體物理學中。量子場論為描述多自由度系統,尤其是包含粒子產生和湮滅過程的過程,提供了有效的描述框架。非相對論性的量子場論又稱量子多體理論,主要被應用於凝聚體物理學,比如描述超導性的BCS理論。而相對論性的量子場論則是粒子物理學不可或缺的組成部分。自然界中人類目前所知的基本相互作用有四種:強相互作用、電磁相互作用、弱相互作用和引力。除去引力的話,另外三種相互作用都已找到了合適滿足特定對稱性的量子場論來描述:強作用有量子色動力學;電磁相互作用有量子電動力學,理論框架建立於1920到1950年間,主要的貢獻者為保羅·狄拉克,弗拉迪米爾·福克,沃爾夫岡·泡利,朝永振一郎,施溫格,理查德·費曼和弗里曼·戴森等;弱作用有費米點作用理論。後來弱作用和電磁相互作用實現了形式上的統一,通過希格斯機制產生質量,建立了弱電統一的量子規範理論,即GWS(Glashow, Weinberg, Salam)模型。量子場論成為現代理論物理學的主流方法和工具。 而這些交互作用傳統上是由費曼圖來視覺化,並且提供簡便的計算規則來計算各種多體系統過程。.
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自由落體
自由落体运动是指只受重力作用(不存在空气阻力的理想状态)的均匀加速度运动过程。 运动过程中重力势能与动能之和遵守机械能守恒定律,在地球上相同位置与相同高度,自由落体的加速度相同(均为g,与质量无关。).
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金星
金星(英語、拉丁語:Venus,天文符號:♀),在太陽系的八大行星中,是從太陽向外的第二顆行星,軌道公轉週期為224.7地球日,它沒有天然的衛星。在中國古代稱為太白、明星或大囂,另外早晨出現在東方稱啟明,晚上出現在西方稱長庚。到西漢時期,《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現太白為白色,與「五行」學說聯繫在一起,正式把它命名為金星。它的西文名稱源自羅馬神話的愛與美的女神,维纳斯(Venus),古希腊人称为阿佛洛狄忒,也是希腊神话中爱与美的女神。金星的天文符号用维纳斯的梳妆镜来表示。 它在夜空中的亮度僅次於月球,是第二亮的天然天體,視星等可以達到 -4.7等,足以照射出影子。由於金星是在地球內側的內行星,它永遠不會遠離太陽運行:它的離日度最大值為47.8°。 金星是一顆類地行星,因為它的大小、質量、體積與到太陽的距離,均與地球相似,所以經常被稱為地球的姊妹星。然而,它在其它方面則明顯的與地球不同。它有著四顆類地行星中最濃厚的大氣層,其中超過96%都是二氧化碳,行星表面的大氣壓力是地球的92倍。表面的平均溫度高達,是太陽系最熱的行星,比最靠近太陽的水星還要熱。金星沒有將碳吸收進入岩石的碳循環,似乎也沒有任何有機生物來吸收生物量的碳。金星被一層高反射、不透明的硫酸雲覆蓋著,阻擋了來自太空中,可能抵達表面的可見光。它在過去可能擁有海洋,並且外觀與地球極為相似,但是隨著失控的溫室效應導致溫度上升而全部蒸發掉了B.M. Jakosky, "Atmospheres of the Terrestrial Planets", in Beatty, Petersen and Chaikin (eds), The New Solar System, 4th edition 1999, Sky Publishing Company (Boston) and Cambridge University Press (Cambridge), pp.
電磁力
電磁力(electromagnetic force)是處於電場、磁場或電磁場的帶電粒子所受到的作用力。大自然的四種基本力中,電磁力是其中一種,其它三種是強作用力、弱作用力、引力。光子是傳遞電磁力的媒介。在電動力學裏,電磁力稱為勞侖茲力。延伸至相對論性量子場論,在量子電動力學裏,兩個帶電粒子倚賴光子為媒介傳遞電磁力。帶電粒子是帶有淨電荷的粒子。電荷是基本粒子的內秉性質。只有帶電粒子或帶電物質(帶有淨電荷的物質)才能夠感受到電磁力,也只有帶電粒子或帶電物質才能夠製成電場、磁場或電磁場來影響其它帶電粒子或帶電物質。 對於決定日常生活所遇到的物質的內部性質,電磁力扮演重要角色。在物質內部,分子與分子之間彼此相互作用的分子間作用力,就是電磁力的一種形式。分子間作用力促使一般物質呈現出各種各樣的物理與化學性質。由於電子與原子核分別帶有的負電荷與正電荷,它們彼此之間會以電磁力相互吸引,使得電子移動於環繞著原子核的原子軌道,與原子核共同組成原子。分子的建構組元是原子。幾個鄰近原子的電子與電子、電子與原子核、原子核與原子核,以電磁力彼此之間相互作用,主導與驅動各種化學反應,因此促成了所有生物程序。.
電荷
在電磁學裡,電荷(electric charge)是物質的一種物理性質。稱帶有電荷的物質為「帶電物質」。兩個帶電物質之間會互相施加作用力於對方,也會感受到對方施加的作用力,所涉及的作用力遵守庫侖定律。电荷分为两种,「正电荷」与「负电荷」。带有正电荷的物质称为「带正电」;带有负电荷的物质称为「带负电」。假若两个物质都带有正电或都带有负电,则称这两个物质「同电性」,否则称这两个物质「异电性」。两个同电性物质会相互感受到对方施加的排斥力;两个异电性物质会相互感受到对方施加的吸引力。 电荷是许多次原子粒子所拥有的一种基本守恒性质。称带有电荷的粒子为「带电粒子」。电荷决定了带电粒子在电磁方面的物理行为。静止的带电粒子会产生电场,移动中的带电粒子会产生电磁场,带电粒子也会被电磁场所影响。一个带电粒子与电磁场之间的相互作用称为电磁力或电磁交互作用。这是四种基本交互作用中的一种。.
雙星 (天文)
雙星是觀測天文學的名詞,當兩顆恆星由地球上觀察時,在視線的方向上非常接近,以致以肉眼看起來像是只有一顆恆星,但使用望遠鏡時就能分辨出來是一對的恆星。這種情形可以發生在一對聯星,也就是有著互動的軌道,並且被彼此的引力束縛在一起;也可以是光學雙星,這是兩顆有著不同的距離,但恰巧在天空中相同的方向上被對準在一起The Binary Stars, Robert Grant Aitken, New York: Dover, 1964, p. 1.
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進動
進動(precession)是自轉物體之自轉軸又繞著另一軸旋轉的現象,又可稱作旋進。在天文學上,又稱為「歲差現象」。 常見的例子為陀螺。當其自轉軸的軸線不再呈鉛直時,即自转轴与对称轴不重合不平行时,會發現自轉軸會沿著鉛直線作旋轉,此即「旋進」現象。另外的例子是地球的自轉。 對於量子物體如粒子,其帶有自旋特徵,常將之類比於陀螺自轉的例子。然而實際上自旋是一個內稟性質,並不是真正的自轉。粒子在標準的量子力學處理上是視為點粒子,無法說出一個點是怎樣自轉。若要將粒子視為帶質量球狀物體來計算,以電子來說,會發現球表面轉速超過光速,違反狹義相對論的說法。 自旋的進動現象主要出現在核磁共振與磁振造影上。其中的例子包括了穩定態自由旋進(進動)造影。 進動是轉動中的物體自轉軸的指向變化。在物理學中,有兩種類型的進動,自由力矩和誘導力矩,此處對後者的討論會比較詳細。在某些文章中,"進動"可能會提到地球經驗的歲差,這是進動在天文觀測上造成的效應,或是物體在軌道上的進動。.
陀螺
螺或旋轉陀螺是一種玩具。它可以繞著中心軸旋轉,平衡於陀螺尖端的一點。陀螺是在許多考古遺跡裏最古老的、可被鑑定的玩具之一。自古以來,陀螺也時常被當做賭博與預言的工具之一。有些桌上角色扮演遊戲仍舊用陀螺來製造亂數。使用同樣的道理,也可以使圖釘旋轉。 陀螺的旋轉功能是依靠著陀螺儀原理,將細線緊繞在陀螺的圓柱部位,用力拉甩在地上。大多時候,陀螺會先不穩定的搖晃在地面上,直到陀螺尖將陀螺撐起立直。經過直立的旋轉了一段時間,陀螺的角動量會因为摩擦力和空气阻力的影响漸漸地減小,導致越加明顯的進動現象,終於在最後激烈的翻跳後,倒落於地上。.
Google视频
Google影片(Google Video)是Google提供的一项視訊共享和搜索服务。与YouTube类似,「Google影片」向用户提供必要的HTML代码,允许用户将选定的視訊嵌入到其它的网站的页面中。这种方法可以使用户在网站中嵌入大量的視訊而无需考虑頻寬和儲存容量限制的问题。在2006年10月9日,Google收购了前競争对手YouTube,并在2007年6月13日发表声明,「Google影片」的搜索结果将包含由网络蜘蛛在其它托管服务、YouTube和用户上传中抓取的内容, by Alex Chitu, 13 June 2007。 2009年,Google停止了向其Web服务器上传視訊的服务, by Michael Cohen, Product Manager, 14 January 2009,, accessed 23 April 2009。2011年5月13日起,Google Video不再提供一般使用者影片播放的服務,並開放使用者取回自己上傳影片或是快速移轉至Youtube的功能。企業或教育所使用的Google Video服務目前則不影響。 由於YouTube的风头远远盖过了Google Video,Google Video于2012年8月20日关闭,所有遗留下来的内容都作为私人视频被转到YouTube上去。 由於中国法律法规的限制,「Google视频」(中国版)与国际版或其他的地区版在功能和界面上存在巨大的差异。.
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GW150914
GW150914是由激光干涉引力波天文台(LIGO)于2015年9月14日探测到的引力波现象,是人类首次直接探测到的引力波。相关探测结果由LIGO、處女座干涉儀(VIRGO)研究团队于2016年2月11日共同宣布。这束产生于双黑洞的引力波信号与广义相对论中对双黑洞旋近、併合以及併合后的黑洞会发生衰荡(ringdown)的理论预测相符。同时GW150914也是人类对双黑洞併合的首度观测,展示了双黑洞系统确实存在,且其併合在宇宙的目前阶段仍能发生。 信號名稱GW150914的意義為「重力波2015年9月14日」,GW是重力波"Gravitational Wave",150914是發現日期。 对于引力波的实验探寻已经超过了50年。其与物质间的作用十分微弱,以致爱因斯坦本人都怀疑其是否能被探测到。此次探测到的引力波所造成的时空变化相对于LIGO探测器的一个干涉臂而言,相当于头发丝的宽度之于地球与太阳外最近恒星的距离。然而在併合最后阶段,等价于约3倍太阳质量的能量在不到1秒的时间内以引力波的形式释出,瞬时功率非常巨大,大于可观测宇宙中所有星体发光功率总和。 此次探测验证了广义相对论最后一项未被证实的理论预测,同时开启了引力波天文学的新纪元。引力波就此作为一种粒子和电磁波之外的新的探针,将被用于探测过去未能探测到的天体现象,如中子星的诞生、演化以及衰亡以及宇宙诞生之初的图景。.
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LISA探路者
#重定向 激光干涉空間天線開路者號.
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M理论
M理論(M-theory)是物理學中將各種相容形式的超弦理論統一起來的理論。此理論最早由愛德華·威滕於1995年春季在南加州大學舉行的一次弦理論会议中提出。威滕的報告啟動了一股研究弦理論的熱潮,被稱為。 弦理論學者在威滕的報告之前已經識別出五種不同的超弦理論。儘管這些理論看上去似乎非常不一樣,但多位物理學家的研究指出這些理論有着微妙且有意義的關係。特別而言,物理學家們發現這些看起來相異的理論其實可以透過兩種分別稱為S對偶和T對偶的數學變換所統合。威滕的猜想有一部份是基於這些對偶的存在,另有一部份則是基於弦理論與11維超重力場論的關係。 儘管尚未發現M理論的完整表述,這種理論應該能夠描述叫膜的二維及五維物體,而且也應該能描述低能量下的11維超引力。現今表述M理論的嘗試一般都是基於矩陣理論或AdS/CFT對偶。威滕表示根據個人喜好M應該代表Magic(魔術理論)、Mystery(神秘理論)或Membrane(膜理論),但應該要等到理論更基礎的表述出現後才能決定這個命名的真正意義。 有關M理論數學架構的研究已經在物理和數學領域產生了多個重要的理論成果。弦理論學界推測,M理論有可能為研發統合所有自然基本力的統一理論提供理論框架。當嘗試把M理論與實驗聯繫起來時,弦理論學者一般會專注於使用額外維度緊緻化來建構人們所處的四維世界候選模型,但是到目前為止,物理學界還未能證實這些模型是否能產生出人們所能觀測到(例如在大型強子對撞機中)的物理現象。.
#重定向 可移植文档格式.
PSR B1913+16
PSR B1913+16,又称PSR J1915+1606 ,PSR 1913+16,是一颗位于双星系统中的脉冲星,它和一颗中子星围绕同一个质心公转。這颗中子星是於1974年由普林斯顿大学物理学家拉塞尔·赫尔斯和约瑟夫·泰勒发现,因此亦被称为赫尔斯-泰勒脉冲双星(Hulse–Taylor binary pulsar)。PSR B1913+16是人类发现的首个脉冲双星系统,通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据,是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证,两人也因此获得1993年诺贝尔物理学奖。.
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VIRGO
#重定向 室女座干涉儀.
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暗物质
在宇宙学中,暗物质(Dark matter),是指無法通過电磁波的觀測進行研究,也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知,而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型,由普朗克卫星探测的数据得到:整个宇宙的构成中,常規物質(即重子物質)占4.9%,而暗物质則占26.8%,还有68.3%是暗能量(质能等价)。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性(inconsistency),对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种(或几种)粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质(和暗能量)的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月,NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧(Gary Prézeau)以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形,發現這會使該暗物質流的密度明顯上升(地球:10^7倍、木星:10^8倍),並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.
暗能量
在物理宇宙學中,暗能量是一種充溢空間的、增加宇宙膨脹速度的難以察覺的能量形式。暗能量假說是當今對宇宙加速膨脹的觀測結果的解釋中最為流行的一種。在宇宙標準模型中,暗能量佔據宇宙68.3%的質能。 Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct.
极端质量比例旋
极端质量比例旋(英文:Extreme Mass Ratio Inspiral, EMRI)是宇宙中一类特殊的天体系统。现在的对银河系和周围的河外星系的研究表明在绝大多数星系中心都有大质量或超大质量黑洞的存在,当有小质量的致密星体在运动过程中恰巧接近星系中心的超大质量黑洞时它有可能被黑洞的引力场俘获,结果就是致密星体在新的轨道上围绕着黑洞运动。理论上这种运动会释放出引力波,造成系统动能的逐渐损失,这就导致星体的轨道以相当缓慢的速率逐渐收缩,最终会使星体坠入黑洞中。EMRI在物理学和天文学上都有很重要的研究意义,因为它可以被抽象成一个质点的引力场对克尔度规的微扰模型,这是一个相当漂亮的验证广义相对论的实验场所,同时它也被认为是激光干涉空间天线(LISA)所能探测的最重要的引力波源之一。.
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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。.
恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量,一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年,到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中,原恆星達到平衡的狀態,安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初,主序星在核心將氫融合成氦來產生能量,然後,氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加,通過次巨星的階段,直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量,質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後,其核心會塌縮成為緻密的白矮星,並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星,在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端,恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱,然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
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标量
--(Scalar),又称--,是只有大小,没有方向,可用實數表示的一個量,實際上純量就是實數,純量這個稱法只是為了區別與向量的差別。标量可以是負數,例如溫度低於冰點。与之相对,向量(又称--)既有大小,又有方向。 在物理学中,标量是在坐标变换下保持不变的物理量。例如,欧几里得空间中两点间的距离在坐标变换下保持不变,相对论四维时空中在坐标变换下保持不变。与此相对的矢量,其分量在不同的坐标系中有不同的值,例如速度。标量可被用作定义向量空间。.
椭圆
在数学中,椭圆是平面上到两个固定点的距离之和为常数的点之轨迹。 根據該定義,可以用手繪橢圓:先準備一條線,將這條線的兩端各綁在固定的點上(這兩個點就當作是橢圓的兩個焦點,且距離小於線長);取一支筆,用筆尖将線繃緊,這時候兩個點和筆就形成了一個三角形(的兩邊);然後左右移動筆尖拉著線開始作圖,持續地使線繃緊,最後就可以完成一個橢圓的圖形了。.
水星
水星(Mercurius),中國古稱辰星;到西漢時期,《史記‧天官書》作者天文學家司馬遷從實際觀測發現辰星呈灰色,與「五行」學說聯繫在一起,以黑色配水星,因此正式把它命名為水星。 水星是太陽系的八大行星中最小和最靠近太陽的行星,但有著八大行星中最大的離心率 ,軌道週期是87.969 地球日。從地球上看,它大约116天左右與地球會合一次,公转速度遠遠超過太阳系的其它星球。水星的快速運動使它在羅馬神話中被稱為墨丘利,是快速飛行的信使神。由于大氣層极为稀薄,无法有效保存热量,水星表面昼夜温差极大,为太阳系行星之最。白天时赤道地區温度可达430°C,夜间可降至-170°C。極區气温則終年維持在-170°C以下。水星的軸傾斜是太陽系所有行星中最小的(大約度),但它有最大的軌道偏心率。水星在遠日點的距離大約是在近日點的1.5倍。水星表面充滿了大大小小的坑穴(環形山),外觀看起來與月球相似,顯示它的地質在數十億年來都處於非活動狀態。 水星无四季变化。它也是唯一被太陽潮汐鎖定的行星。相對於恆星,它每自轉三圈的時間與它在軌道上繞行太陽兩圈的時間几乎完全相等。從太陽看水星,參照它的自轉與軌道上的公轉運動,是每兩個水星年才一個太陽日。因此,对一位在水星上的觀測者来说,一天相当于兩年。 因為水星的軌道位於地球的內側(金星也一樣),所以它只能在晨昏之際與白天出現在天空中,而不會在子夜前後出現。同時,也像金星和月球一樣,在它繞著軌道相對於地球,會呈現一系列完整的相位。雖然从地球上觀察,水星會是一顆很明亮的天體,但它比金星更接近太陽,因此比金星還難看見。 從地球看水星的亮度有很大的變化,視星等從-2.3至5.7等,但是它與太陽的分離角度最大只有28.3°。當它最亮時,从技術角度上讲應該很容易就能從地球上看見它,但由于其距离太阳过近,實際上並不容易找到。除非有日全食,否則在太陽光的照耀下通常是看不見水星的。在北半球,只能在凌晨或黃昏的曙暮光中看見水星。當大距出現在赤道以南的緯度時,在南半球的中緯度可以在完全黑暗的天空中看見水星。 水星軌道的近日點每世紀比牛頓力學的預測多出43角秒的進動,這種現象直到20世紀才從愛因斯坦的廣義相對論得到解釋。.
波列
在一維空間裡,波列(wavetrain)是一種延伸與移動於空間的波動,在任意時刻,可以用周期函數來描述。諧波是用調和函數來描述的無限延伸波列。普通光源是由很多微小的原子組成,這些原子重複地被激發至能量較高的激發態,然後躍遷至能量較低的穩定態;在這持續大約10-8秒的過程中,會發射出有限延伸光波列,只含有有限個光波振盪。普通光源所發射出的光波是由很多有限波列組成,這光波的相干性最多不超過10-8秒。.
活动星系核
活动星系核(Active Galactic Nucleus,縮寫為AGN)是一个星系中央區有比普通的星系的强烈很多的光度,至少部分波段或甚至可能全部波段裡都發出很强的電磁波譜。被观察到的发射覆盖從無線電波,微波,红外线,可见光,紫外线,X射线,到伽瑪射線。光度大约在1036-1041J/s之間。容纳活动星系核的宿主星系為活躍星系。活躍星系核是這些星系明亮的核心部分,尺度通常在1光年上下,只占整個活躍星系的很小一部分。活动星系核(AGN)是在宇宙中的电磁辐射的最明亮的持久性的来源,并且因此可以被用作发现远方天体的方法;其演化的宇宙时间函数也设置了宇宙模型的制约条件。 另外,亦有研究顯示活躍星系核的能量可能源自星系碰撞。 1960年代類星體發現以來,又相繼發現了許多具有類似特徵的天體,都是系外星系,統稱為活躍星系核。 共同观测特征主要有:.
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洛伦兹变换
洛伦兹变换是观测者在不同惯性参照系之间对物理量进行测量时所进行的转换关系,在数学上表现为一套方程組。洛伦兹变换因其创立者——荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹而得名。洛伦兹变换最初用来调和19世纪建立起来的经典电动力学同牛顿力学之间的矛盾,后来成为狭义相对论中的基本方程组。.
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潮汐力
潮汐力或引潮力是萬有引力的效果,它使得潮汐發生。它源於在一個星體的直徑上各點的引力場不相等。 當一個天體甲受到天體乙的引力的影響,力場在甲面對乙跟背向乙的表面的作用,有很大差異。這使得甲出現很大應變,甚至會化成碎片(參見洛希極限)。除非引力場完全相等,否則這些應變還是會出現。 潮汐力會改變天體的形狀而不改變其體積。地球的每部分都受到月球的引力影響而加速,在地球的觀察者因此看到海洋內的水不斷重新分布。 當天體受潮汐力而自轉,內部摩擦力會令其旋轉動能化為內能,內能繼而轉成熱。若天體相當接近系統內質量最大的天體,自轉的天體便會以同一面朝質量最大的天體公轉,即潮汐鎖定,例如月球和地球。.
潘羅斯過程
潘羅斯過程(Penrose process),也稱為潘羅斯機制(Penrose mechanism),是羅傑·潘羅斯推理出的一個過程,可以從轉動的黑洞提取能量。因為轉動的能量在黑洞的位置,不在事件視界內,而是在克爾時空被稱為動圈的區域,在那裡粒子必然如同推進的火車頭一樣,隨著時空一起轉動,因此提取能量是可能的。在動圈內的所有物體都受到轉動時空的拖曳,在這個過程中,一團物質進入黑洞的動圈,而一旦進入動圈,他就會被拆成兩團。這兩團的動量經過重整,所以其中一塊會逃逸到無窮遠,而另一塊穿越事件視界掉落入黑洞。逃逸的物質碎片可能攜帶了比原來進入的質量更多的質能,而進入黑洞的碎片攜帶的是負質能。摘要的說,這個過程使黑洞的角動量減少,並且減少相對應於能量的轉換,因為失去的動量勢必將由能量提取。 這個過程遵循黑洞力學的規律。這些規律是如果過程被反覆的執行,其結果是黑洞最終會失去它所有的角動量,成為非旋轉的史瓦西黑洞。Demetrios Christodoulou計算出經由潘羅斯過程可以提取的能量上限。.
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激光干涉引力波天文台
光干涉引力波天文台(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory,缩写:LIGO)是探测引力波的一个大规模物理实验和天文观测台,其在美國華盛頓州的汉福德與路易斯安那州的利文斯頓,分別建有激光干涉儀。利用兩個幾乎完全相同的干涉儀共同進行篩檢,可以大幅度減少誤判假引力波的可能性。干涉儀的靈敏度極高,即使臂長為4千米的干涉臂的長度發生任何變化小至質子的電荷直徑的萬分之一,都能夠被精確地察覺。 LIGO是由美国国家科学基金会(NSF)资助,由加州理工学院與麻省理工学院的物理学者基普·索恩、朗納·德瑞福與莱纳·魏斯領導創建的一个科學项目,兩個學院共同管理與營運LIGO的日常操作。在2002年至2010年之間,LIGO進行了多次探測實驗,蒐集到大量數據,但並未探測到引力波。為了提升探測器的靈敏度,LIGO於2010年停止運作,進行大幅度改良工程。2015年,LIGO重新正式探测引力波。負責组织参与该项目的人員,估計全球約有1000多个科学家參與探測引力波,另外,在2016年12月約有44萬名活跃的Einstein@Home用户。。 在2016年2月11日,和Virgo协作共同发表论文表示,在2015年9月14日检测到引力波信号,其源自於距离地球約13亿光年处的两个質量分別為36太阳质量與29太阳质量的黑洞併合。因為「對LIGO探測器及重力波探測的決定性貢獻」,索恩、魏斯和LIGO主任巴里·巴里什榮獲2017年諾貝爾物理學獎。.
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激光干涉空间天线
光干涉空间天线(Laser Interferometer Space Antenna,LISA)是一个由美国国家航空航天局(NASA)和欧洲空间局(ESA)合作的引力波探测计划,由於募款問題,美国国家航空航天局於2011年宣布終止合作關係。欧洲空间局因此修改任務概念,於2013年宣布改名為演化激光干涉空间天线(Evolved Laser Interferometer Space Antenna,eLISA),目前仍在设计阶段,计划于2034年投入运行,这将是人类第一座太空中的引力波天文台。 LISA也是美国国家航空航天局的项目的一部分。“超越爱因斯坦”是一组实验上验证爱因斯坦广义相对论理论的计划,其中包含两个空间天文台(HTXS——X射线天文台和LISA)和数个以宇宙学相关观测为目的的探测器。LISA将利用激光干涉的方法精确测量信号相位,从而对于来自宇宙间遥远的引力波源的低频且微弱的引力波进行探测。这将对引力波天文学的理论和实验研究,广义相对论的一些实验观测以及早期宇宙的天体物理学和宇宙学研究有重要意义。.
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月球
没有描述。
月球激光测距实验
月球雷射測距實驗是還在進行中的實驗,使用雷射雷達測量地球和月球之間的距離。在地球上的雷射瞄準阿波羅計畫放置在月球上的,並且測量反射光返回的確實時間。.
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惠勒-德威特方程式
在理論物理中,惠勒-德威特方程式(Wheeler-DeWitt equation,簡稱惠-德方程)是一個描述宇宙波函數\psi\,必須滿足量子重力理論的方程式。 其中一個波函數的例子是哈妥-霍金態。 簡單說,惠-德方程的數學形式為: 其中H\,是量子化廣義相對論中的全部哈密頓約束。 廣義來說,在一個時間尺度不變性的理論中,哈密頓算符會是零。 雖然符號上,\hat與|\psi\rangle和傳統非相對論性量子力學所用符號相同,然而詮釋上,惠勒-德威特方程式則與非相對論性量子力學中的方程式大相逕庭。|\psi\rangle不再是傳統上空間波函數的觀點(即一複數值的函數,定義於3維類空表面,且歸一化。相對地,它是個定義於時空整體的場結構的泛函。此項波函數包含了所有關於宇宙幾何以及物質內涵的所有資訊。\hat依然是作用在希爾伯特空間中各個波函數上的一項算符,但是這個希爾伯特空間已與非相對論性量子力學中的希爾伯特空間不同,而且哈密頓算符不再決定系統的演化(所以薛定谔方程式——\hat |\psi\rangle.
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星系
星系(galaxy),或譯為銀河,源自於希臘语的「γαλαξίας」(galaxias)。廣義上星系指無數的恆星系(當然包括恆星的自體)、塵埃(如星雲)組成的運行系統。參考我們的銀河系,是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質,並且受到重力束縛的大質量系統,通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星,是構成宇宙的基本單位。。典型的星系,從只有數千萬(107)顆恆星的矮星系到上兆(1012)顆恆星的橢圓星系都有,全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外,大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上,星系是依據它們的形状分類的(通常指它們視覺上的形狀)。最普通的是橢圓星系,有橢圓形狀的明亮外觀;螺旋星系是圓盤的形狀,加上彎曲的塵埃旋渦臂;形狀不規則或異常的,通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用,也許會導致星系的合併,或是造成恆星大量的產生,成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中,星系的總數可能超過一千億(1011)個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距,彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間(存在於星系之間的空間)充滿了極稀薄的電漿,平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團,成為星系群或團,它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維,圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少,但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心,即使不是全部,也佔了絕大多數,它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系,我們的地球和太陽系所在的星系,看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.
测地线
测地线又称大地线或短程线,数学上可视作直线在弯曲空间中的推广;在有度规定义存在之时,测地线可以定义为空间中两点的局域最短路径。测地线(geodesic)的名字来自对于地球尺寸与形状的大地测量学(geodesy)。.
测地线效应
测地线效应(Geodetic Effect)或测地线进动(Geodetic Precession)是指在广义相对论预言下引力场的时空曲率对处于其中的具有自轉角动量的测试质量的运动状态所产生的影响,这种影响造成了测试质量的自轉角动量在引力场内沿测地线的进动。这种效应在今天成为了广义相对论的一种实验验证方法,并且已经由美国国家航空航天局于2004年发射的科学探测卫星“引力探测器B”在观测中证实。.
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日食
--,是一种天文現象,只在月球運行至太陽與地球之間時發生。這時,對地球上的部分地區來說,月球位于太阳前方,因此来自太阳的部分或全部光线被挡住,看起来好像是太阳的一部分或全部消失了。日食只在朔,即月球與太陽呈現合的狀態時發生。 日食分為三種,包括日全食、日環食、日偏食,其中較罕見的是全環食,只發生在地球表面與月球本影尖端非常接近的情形下,這時不同地區會出現日偏食、日全食和日環食三種不同的日食。日全食經常吸引許多遊客和天文愛好者特地到海外去觀賞日全食。例如,在1999年8月11日日食發生在歐洲的日全食,吸引了非常多觀光客特地前去觀賞,也有旅行社推出專門為這些遊客設計的行程。.
时空
时空(时间-空间,时间和空间)是一种基本概念,分别属于物理学、天文学、空间物理学和哲学。并且也是这几个学科最重要的最基本的概念之一。 空间在力学和物理学上,是描述物体以及其运动的位置、形状和方向等抽象概念;而时间则是描述运动之持续性,事件发生之顺序等。时空的特性,主要就是通过物体,其运动以及与其他物体的相互作用之间的各种关系之汇总。空间和时.
时间旅行
時間旅行或稱時空旅行、時光旅行或穿越時空等,泛指人或者其它物體由某一時間點移動到另外一個時間點。事實上,所有的人都順著時間一分一秒地自然前進,所以時間旅行單指違反這種自然時間變化的方式:要麼是前往未來,要麼是回到過去。 時間旅行常常作為戲劇或者小說中,將人物放在不同時空中的手段,而穿越、穿越劇、穿越小說等名稱也成為這些作品的分類,與傳統戲劇或者小說中的分類看齊。.
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旋转
旋转在几何和线性代数中是描述刚体围绕一个固定点的运动的在平面或空间中的变换。旋转不同于没有固定点的平移,和翻转变换的形体的反射。旋转和上面提及的变换是等距的,它们保留在任何两点之间的距离在变换之后不变。.
摩擦力
摩擦力(英語:friction)指两个表面接触的物体相对滑动时抵制它们的相对移动的力,是经典力学的一個名詞。广义地,物体在液体和气体中运动时也受到摩擦力。 摩擦力產生的成因:.
愛德文·哈勃
愛德溫·鮑威爾·哈勃(Edwin Powell Hubble,),美國著名的天文學家。 哈勃證實了銀河系外其他星系的存在,並发现了大多数星系都存在紅移的現象,建立了哈勃定律,是宇宙膨脹的有力证据(参见大爆炸理论)。哈勃是公認的星系天文学创始人和观测宇宙学的开拓者。並被天文學界尊稱為星系天文學之父。 為紀念哈勃的貢獻,小行星2069、月球上的哈勃環形山以及哈勃太空望遠鏡均以他的名字來命名。.
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愛因斯坦-嘉當理論
愛因斯坦-嘉當理論(Einstein-Cartan theory)是理論物理學中將廣義相對論延伸以正確處理自旋角動量。此理論以物理學家阿爾伯特·愛因斯坦以及埃利·嘉當(Élie Cartan)為名。 作為古典物理中的主要理論,廣義相對論卻有一個缺點:其無法描述「自旋軌道耦合」(spin-orbit coupling),亦即內稟角動量(intrinsic angular momentum)(自旋)與軌道角動量(orbital angular momentum)間的交換。存在有定量的理論證明,其顯示:當物體具有自旋性質時,廣義相對論必須要擴充成愛因斯坦-嘉當理論。 實驗上的效應由於太小,目前尚無法觀測得到。.
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應力
在連續介質力學裏,應力定義為單位面積所承受的作用力。以公式標記為 其中,\sigma \,表示應力;\Delta F_j\,表示在j\,方向的施力;\Delta A_i \,表示在i\,方向的受力面積。 假設受力表面與施力方向正交,則稱此應力分量為正向應力(normal stress),如圖1所示的\sigma_\,、\sigma_\,、\sigma_\,,都是正向應力;假設受力表面與施力方向互相平行,則稱此應力分量為剪應力(shear stress),如圖1所示的\sigma_\,、\sigma_\,、\sigma_\,、\sigma_\,、\sigma_\,、\sigma_\,,都是剪應力。 「內應力」指組成單一構造的不同材質之間,因材質差異而導致變形方式的不同,繼而產生的各種應力。 採用國際單位制,应力的单位是帕斯卡(Pa),等於1牛頓/平方公尺。應力的單位與壓強的單位相同。兩種物理量都是單位面積的作用力的度量。通常,在工程學裏,使用的單位是megapascals(MPa)或gigapascals(GPa)。採用英制單位,應力的單位是磅力/平方英寸(psi)或千磅力/平方英寸(ksi)。.
散射
傳播中的輻射,像光波、音波、電磁波、或粒子,在通過局部性的位勢時,由於受到位勢的作用,必須改變其直線軌跡,這物理過程,稱為散射。這局部性位勢稱為散射體,或散射中心。局部性位勢各式各樣的種類,無法盡列;例如,粒子、氣泡、液珠、液體密度漲落、晶體缺陷、粗糙表面等等。在傳播的波動或移動的粒子的路徑中,這些特別的局部性位勢所造成的效應,都可以放在散射理論(scattering theory)的框架裏來描述。.
散度
散度或稱發散度,是向量分析中的一个向量算子,将向量空间上的一个向量场(矢量场)对应到一个标量场上。散度描述的是向量场里一个点是汇聚点还是发源点,形象地说,就是这包含这一点的一个微小体元中的向量是“向外”居多还是“向内”居多。举例来说,考虑空间中的静电场,其空间里的电场强度是一个矢量场。正电荷附近,电场线“向外”发射,所以正电荷处的散度为正值,电荷越大,散度越大。负电荷附近,电场线“向内”,所以负电荷处的散度为负值,电荷越大,散度越小。向量函數的散度為一個純量,而纯量的散度是向量函数。.
数值相对论
数值相对论(numerical relativity)是广义相对论的一个分支,旨在通过数值方法求解爱因斯坦场方程,以模拟强引力场中的物理过程。相对论天文学中的物理系统,如引力坍缩、中子星、黑洞及引力波等等,以及其他不能利用弱场低速情形中结论近似的现象都可以利用数值相对论模拟。 由于爱因斯坦方程的复杂性与非线性,这一领域的模拟需要特定的数值方法。而计算量巨大的三维问题则需要借助超级计算机解决。一些数学与天体物理学问题,比如密接联星及其引力波的数值模拟,目前可以利用数值相对论求解。.
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数量曲率
在黎曼几何中,数量曲率(Scalar curvature)或里奇数量(Ricci scalar)是一个黎曼流形最简单的曲率不变量。对黎曼流形的每一点,数量曲率是由该点附近的内蕴几何确定的一个实数。 在 2 维数量曲率完全确定了黎曼流形的曲率;当维数 ≥ 3,曲率比数量曲率含有更多的信息。参见黎曼流形的曲率中完整的讨论。 数量曲率一般记为 S(其它记法有 Sc, R),定义为关于度量的里奇曲率张量的迹: 这个迹和度量相关,因为里奇张量是一个 (0,2) 型张量;必须将指标上升得到一个 (1,1) 型张量才能取迹。在局部坐标中我们可以写成 这里 给了一个坐标系与一个度量张量,数量曲率可以表示为: 这里 \Gamma^a_ 是度量的克里斯托费尔符号。 不像黎曼曲率张量或里奇张量可以对任何仿射联络自然地定义,数量曲率只在黎曼几何存在;其定义与度量密不可分。.
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數值積分
在数值分析中,數值積分是计算定積分数值的方法和理论。在数学分析中,给定函数的定積分的计算不总是可行的。许多定积分不能用已知的積分公式得到精确值。数值积分是利用黎曼积分等数学定义,用数值逼近的方法近似计算给定的定积分值。借助于电子计算设备,数值积分可以快速而有效地计算复杂的积分。.
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扭量理论
扭量理论是由英国数学家、物理学家罗杰·彭罗斯开创的一门主要用于解决广义相对论和量子力学结合的数学工具。与迴圈量子重力理論有着紧密的关系而不同于超弦理论。 N Category:重力理論.
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托布-NUT度規
托布-NUT度規(Taub–NUT metric, 或 )是一个爱因斯坦场方程的精確解,為广义相对论的框架下所建構出的宇宙模型。 托布-NUT度規是由(Abraham Haskel Taub)发现,並由(Ezra T. Newman)、T.
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拉塞尔·赫尔斯
拉塞尔·赫尔斯(Russell Hulse,1950年11月28日-),美国物理学家。他和约瑟夫·泰勒共同发现史上第一个位于双星系统脉冲星PSR B1913+16,并通过对其深入研究首次发现引力波存在的间接定量证据, 是对爱因斯坦广义相对论的一项重要验证。赫尔斯也因此和泰勒一同获得1993年诺贝尔物理学奖。.
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曲率
曲率,符号以Kappa:κ表示,是几何体不平坦程度的一种衡量。平坦对不同的几何体有不同的意義。 曲率半径,符号以Rho:ρ表示,是曲率的倒数,单位为米。.
曲线积分
在数学中,曲线积分或路徑積分是积分的一种。积分函数的取值沿的不是区间,而是特定的曲线,称为积分路径。曲线积分有很多种类,当积分路径为闭合曲线时,称为环路积分或围道积分。 在曲线积分中,被积的函数可以是标量函数或向量函数。當被積函數是純量函數時,积分的值是積分路径各点上的函数值乘上該點切向量的長度,在被积分函数是向量函数时,積分值是積分向量函数与曲线切向量的內積。在函數是純量函數的情形下,可以把切向量的絕對值(長度)看成此曲線把該點附近定義域的極小區間,在對應域內拉長了切向量絕對值的長度,這也是曲线积分与一般区间上的积分的主要不同点。物理学中的许多簡潔公式(例如W.
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思想實驗
思想實驗是指:使用想像力去進行的實驗,所做的都是在現實中無法做到(或現實未做到)的實驗。例如愛因斯坦有關相對運動的著名思想實驗,又例如在愛因斯坦和英費爾德合著的科普讀物《物理学的进化》中,就有一個實驗要求讀者想像一個平滑,無摩擦力的地面及球體進行實驗,但這在現實(或暫時)是做不到的。思想實驗需求的是想像力,而不是感官。.
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普鲁士科学院
普鲁士科学院(德语:Preußische Akademie der Wissenschaften)是一座于1700年7月11日建立在德国柏林的科学院。Prussian Academy of Sciences.
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普朗克黑体辐射定律
在物理学中,普朗克黑体辐射定律(也简称作普朗克定律或黑体辐射定律,英文:Planck's law, Blackbody radiation law)描述,在任意温度T\,下,从一个黑体中发射出的电磁辐射的辐射率与频率彼此之間的关系。在这裏,辐射率是频率\nu的函数: 如果写成波长的函数,則辐射率为 其中,I_或I_是輻射率,\nu \,是频率,\lambda \,是波长,T \,是黑体的温度,h \,是普朗克常数,c \, 是光速,k \, 是玻尔兹曼常数。 注意这两个函数具有不同的单位:第一个函数是描述单位频率间隔内的辐射率,而第二个则是单位波长间隔内的辐射率。因而I_(\nu,T)和I_(\lambda,T)并不等价。它们之间存在有如下关系: 通过单位频率间隔和单位波长间隔之间的关系,这两个函数可以相互转换: 在低頻率極限,普朗克定律趨於瑞利-金斯定律,而在高頻率極限,普朗克定律趨於維恩近似。 馬克斯·普朗克於1900年發展出普朗克定律,並從實驗結果計算出所涉及的常數。後來,他又展示,當表達為能量分布時,該分布是電磁輻射在熱力學平衡下的唯一穩定分布。當表達為能量分布時,該分布是熱力學平衡分布家族的成員之一,其它成員為玻色–愛因斯坦分布、費米–狄拉克分布、麦克斯韦-玻尔兹曼分布等等。.
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