光學望遠鏡和重力波 (相對論)

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光學望遠鏡和重力波 (相對論)之间的区别

光學望遠鏡 vs. 重力波 (相對論)

光學望遠鏡是用於收集可見光的一種望遠鏡，並且經由聚焦光線，可以直接放大影像、進行目視觀測或者攝影等等，特別是指用於觀察夜空，固定在架台上的單筒望遠鏡，也包括手持的雙筒鏡和其他用途的望遠鏡。 光是由光子構成，而專業的望遠鏡會由電子探測器來收集光子。光學望遠鏡有三種主要的形式：折射望遠鏡（使用凸透鏡折射聚焦）、反射望遠鏡（以鏡片反射光線並聚焦）和使用透鏡和反射鏡片組合的折反射望遠鏡（複合式望遠鏡），如馬克蘇托夫望遠鏡和史密特攝星鏡。. 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。.

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。.

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波长

波长是一個物理學的名詞，指在某一固定的頻率裡，沿着波的传播方向、在波的图形中，離平衡位置的「位移」與「時間」皆相同的两个质点之间的最短距离。在物理學，波長普遍使用希臘字母λ來表示。.

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