脉冲星和黑洞

快捷方式: 差异，相似，杰卡德相似系数，参考。

脉冲星和黑洞之间的区别

脉冲星 vs. 黑洞

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。. 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」。.

天文學

天文學是一門自然科學，它運用數學、物理和化學等方法來解釋宇宙間的天體，包括行星、衛星、彗星、恆星、星系等等，以及各種現象，如超新星爆炸、伽瑪射線暴、宇宙微波背景輻射等等。廣義地來說，任何源自地球大氣層以外的現象都屬於天文學的研究範圍。物理宇宙學與天文學密切相關，但它把宇宙視為一個整體來研究。 天文學有著遠古的歷史。自有文字記載起，巴比倫、古希臘、印度、古埃及、努比亞、伊朗、中國、瑪雅以及許多古代美洲文明就有對夜空做詳盡的觀測記錄。天文學在歷史上還涉及到天體測量學、天文航海、觀測天文學和曆法的制訂，今天則一般與天體物理學同義。 到了20世紀，天文學逐漸分為觀測天文學與理論天文學兩個分支。觀測天文學以取得天體的觀測數據為主，再以基本物理原理加以分析；理論天文學則開發用於分析天體現象的電腦模型和分析模型。兩者相輔相成，理論可解釋觀測結果，觀測結果可證實理論。 與不少現代科學範疇不同的是，天文學仍舊有比較活躍的業餘社群。業餘天文學家對天文學的發展有著重要的作用，特別是在發現和觀察彗星等短暫的天文現象上。 http://www.sydneyobservatory.com.au/ Official Web Site of the Sydney Observatory Astronomy (from the Greek ἀστρονομία from ἄστρον astron, "star" and -νομία -nomia from νόμος nomos, "law" or "culture") means "law of the stars" (or "culture of the stars" depending on the translation).

天文學和脉冲星 · 天文學和黑洞 · 查看更多 »

夸克星

夸克星（Quark star）由奇异物質組成，是一種理論假設可能存在的引力緻密星體，需要更多的觀測數據及關鍵遺失環結理論推導來佐證其真實性。 實驗驗證方面，關鍵的奇異物質理論至今還是假說，至2013年五月為止，沒有任何可能的夸克星類型被證實或理論可以完全自洽，基礎成分「H雙重子」亦未被尋獲，最後一組對「H雙重子」進行搜尋實驗的是日本KEK（高能加速器研究機構）與日本原子能研究開發機構（JAEA）的合作項目J-PARC，目前尚未有結論。 2013年6月17日，北京質譜儀BES III與日本KEK的Belle團隊在研究疑似粲夸克偶素（Charmonium）的Y（4260）時，分別獨立發現Zc（3900），實驗報告於美國物理通訊上發表，Zc（3900）的夸克態可能是ccud或是介子分子混雜態（hadron molecule），是目前跡象最明確有可能被正式認定的第一個四夸克態粒子（雙夸克反雙夸克態）。Zc（3900）如果確認成立，其意義十分重大，將正式確立多夸克態物理的成立，確認一整門新物理學的出現，多夸克態一旦成立，則夸克水平的星體均可能成立，但不見得是奇異夸克星，也有可能是混雜態夸克星或是孤子星產生機率更高，這對近代天體物理發展而言是一項很大的突破，一整個族系的多夸克態星體均有可能被列入天體物理的研究範圍內。 對夸克星模型產生矛盾的現有物理實驗當中，在2013年1月，質子大小再度被確認為0.84087飛米，以μ-氫原子（Hydrogen muon）作為測量基準，置信度為7σ，遠比使用氫原子精確許多，推翻百年以來推算的大小0.8768飛米，完成驗證程序，正式為物理學界承認（2010年，德國（MPQ）首度測量μ-氫原子所得數據大約為0.8418飛米，其後被物理學界稱為質子大小謎團）。該數值導致量子電動力學當中的一些物理常量可能必須修改，例如「里德伯常量」。質子的夸克態為uud，質子大小修正幅度達4%，這意味過去推導的「H雙重子」uuddss物態方程，在數值計算上幾乎是全面錯誤的，短距力的效應在夸克星模型當中被低估許多。由此可以確信的是現有的夸克星模型全部都是需要修正的，這包含了夸克星半徑的推算、引力緻密程度及內部能階所能產生各類衰變粒子所造成的星體穩定性問題，2013年以前推導的夸克星模型沒有任何一個是正確的，引用新數值重新計算的工作還在進行中，尚未有相關的新論文出現。 理論發展方面，2013年3月中，CERN宣布了希格斯玻色子的能階大約在125.3-126.0GeV之間，如果CERN以外的第三方對照組實驗的數據同樣驗證此一數值（現代科學程序上要求CERN以外的機構重覆檢驗正確性，至少要有CERN以外的一個單位或多個單位進行重覆證實，CERN的發現並非最終結論），則此一能階則表示夸克星核心將會頻繁地形成希格斯玻色子及比較強烈的真空極化效應，甚至會形成穩定的希格斯玻色子物質團，夸克星的組成將不再是單純的奇異物質團，模型還必須考慮到與希格斯玻色子的交互作用，舊有推導的夸克星模型則幾乎全面都存在錯誤。考慮到夸克星是最可能進一步坍縮成更高密度的引力緻密星體，核心當中含有高密度的希格斯玻色子應當是一個正確的物理推論結果，提供了完美解釋了進一步坍縮的成因，過往的夸克星模型通常避開此一量子效應，在希格斯玻色子能階確認以後，夸克星模型無可避免地需要進行全面修正。 在質量生成貢獻度方面，希格斯玻色子一般只貢獻大約10%以下，90%以上是由夸克與膠子之間的力所賦予，質子質量當中，夸克僅佔5%，膠子不具質量，其餘質量貢獻為夸克與膠子之間的交互作用所貢獻，由於H雙重子尚未尋獲，無法得知其實際質量，在夸克星的密度及強引力參數下，夸克與膠子之間的交互作用對質量的貢獻比例是否會發生重大改變，成為夸克星模型當中的關鍵要素，對於其是否進一步坍縮或是維持長期結構穩定，以及星體總質量的生成因素，有關鍵性的影響，同時也全面影響夸克星的演化結構，舊有的理論物態方程均未考慮到此一因素，明顯需要進行大幅度修正。 希格斯玻色子的發現，將會使得夸克星研究成為新物理學及「巨觀宇宙結構研究」的關鍵性角色，夸克星引力及質量生成機制涉及使用廣義相對論的部份必須幾乎全面修改，物態轉換過程的進一步研究，對於證明廣義相對論是一個錯誤的物理理論有很大的幫助，目前夸克星機制的矛盾，大多數都來自於使用廣義相對論假設，假定廣義相對論存在錯誤的假設，並且採用新的量子引力延展理論，例如或是純量不變量（Scalar invariant）系列約十餘種延展理論，在高能階區域進行修正，對於尋找正確的夸克星模型及證明「經典黑洞理論」是錯誤的天體物理理論會有很大的幫助，而正確的夸克星模型則對暗物質、巨引源、超級星系長城及巨觀宇宙結構有決定性的影響。.

夸克星和脉冲星 · 夸克星和黑洞 · 查看更多 »

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）。.

中子星和脉冲星 · 中子星和黑洞 · 查看更多 »

廣義相對論

广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.

廣義相對論和脉冲星 · 廣義相對論和黑洞 · 查看更多 »

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.

类星体和脉冲星 · 类星体和黑洞 · 查看更多 »

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.

白矮星和脉冲星 · 白矮星和黑洞 · 查看更多 »

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.

脉冲星和角动量 · 角动量和黑洞 · 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。.

脉冲星和超新星 · 超新星和黑洞 · 查看更多 »