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18 关系: 中微子，弗朗克·韦尔切克，分子束外延，分數量子霍爾效應，全像原理，光速，四极离子阱，玻恩-冯·卡门边界条件，粉红噪声，隱變量理論，超新星观测史，郎之万方程，量子芝诺效应，量子退相干，R-過程，恆星核合成，核合成，核天体物理学。
中微子
中微子（Neutrino，其字面上的意義為「微小的電中性粒子」，又譯作--）是一种电中性的基本粒子，自旋量子數為½，以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质，是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子，有三种“味”：电中微子（）、μ中微子（）以及τ中微子（）。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中，中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的，同时还是一种轻子，因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短，而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍，且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应，而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应，因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上，地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡，比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量，且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据，三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。.
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弗朗克·韦尔切克
弗兰克·安东尼·维尔切克（Frank Anthony Wilczek，），美国理论物理学家，現任麻省理工学院物理系教授。西屋科学奖获得者，大学毕业于芝加哥大学。在普林斯顿大学读博士期间，他和他的导师戴维·格娄斯发现了量子色动力学中的渐近自由，他们因此获得了2004年诺贝尔物理学奖。他在粒子物理学和凝聚体物理学都有所建树。.
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分子束外延
分子束外延（Molecular beam epitaxy, MBE）是使单晶材料生长的一种方法，由贝尔实验室的J.
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分數量子霍爾效應
分數量子霍爾效應（Fractional quantum Hall effect，簡稱FQHE）是一種物理現象，指的是二維電子氣體的霍爾傳導率在e^2/h分數值時會出現準確量子化的平線區。它是一種集體態的特性，在這種集體態裡，電子把磁通量線束縛在一起，形成新的準粒子、有着基本電荷的新激發態，並且有可能出現分數統計。1998年的諾貝爾物理學獎就是因着對分數量子霍爾效應的發現與解釋而授予羅伯特·勞夫林、霍斯特·施特默和崔琦三人 。然而，勞夫林的解釋只是一個唯象性的猜測，而且只適用於 \nu.
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全像原理
全像原理（Holographic principle），是弦論與預期中的量子重力的性質之一，描述了一個空間的性質可編碼在其邊界上，例如事件視界的類光邊界。 全像原理首先由杰拉德·特·胡夫特提出。之後經李奧納特·蘇士侃演繹出弦論版本的全像原理。，他將特·胡夫特與的成果做結合。1997年由胡安·馬爾達西那提出的AdS/CFT對偶是全像原理的特例。 表示：索恩於1978年提出弦論的低維度描述可使重力從中自然而生的結果，是一項全像原理的成果。 全像原理認為目前所見的宇宙是真實宇宙的投影。以較宏觀的觀點來看，此原理指出了整個宇宙可視為一個呈現在宇宙學視界上的二維資訊結構，而日常觀察到的三維空間則是巨觀尺度且低能量的有效描述。值得注意的是，宇宙學全像原理在數學上仍未達精確。 全像原理的靈感來自於黑洞熱力學，黑洞熱力學推測任何區域的最大熵數與半徑平方呈比例關係，而非半徑立方。全像原理觀點認為：所有落入黑洞的物體資訊內容可能會被完全包含在事件視界的表面漲落。在弦論的架構下，全像原理為黑洞資訊悖論提供了解答。 然而，有一些愛因斯坦場方程式的古典解允許熵值大於面積定律所允許的範圍，因此原則上也大於黑洞所具有的熵值。這情形被暱稱為「惠勒的金袋子」（Wheeler's bags of gold）。這些解的存在與全像原理相左，而它們對包含全像原理在內的量子重力理論所造成的影響仍未全然理解透徹。.
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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：.
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四极离子阱
四极离子阱是一种使用交变电场来束缚带电粒子的离子阱，也称无线射频 （RF）阱或者保罗离子阱。沃尔夫冈·保罗发明了这种装置并因此分享了1989年的诺贝尔物理学奖。它一般用于质谱仪的一个组件或俘获离子量子计算机。.
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玻恩-冯·卡门边界条件
在固体物理学中，玻恩-冯·卡门边界条件（Born-von Karman boundary condition，又译“玻恩-卡曼边界条件”）是布拉菲点阵上给定函数的空间周期性边界条件。该条件常在固体物理学中用于描述理想晶体的性质。 玻恩-冯·卡门边界条件可描述为 式中i 表示布拉菲点阵的任意维度方向，ai 为晶格基矢，Ni 表示任意整数（假设晶格无限大）。上述定义表明，对于任意平移矢量T，均有： 其中： 玻恩-冯·卡门边界条件是固体物理学中分析许多晶体性质，如布拉格衍射和带隙结构的重要条件。将晶体势能函数写成满足该条件的周期函数，并带入薛定谔方程，即得到晶体能带结构中重要的布洛赫定理的证明。.
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粉红噪声
粉红噪声或1/ƒ噪音（有时也称作闪变噪声）是一个具有功率谱密度（能量或功率每赫兹）与频率成反比特征频谱的信号或过程。在粉红噪声中，每个倍频程中都有一个等量的噪声功率。粉红噪声的名称源于这种功率谱下的可见光视觉颜色为粉色。 在科学文献中，术语1/ƒ 噪声通常宽泛地指任何一种带有如下所示功率谱密度的噪声： 其中ƒ为频率，且0 α的噪声广泛地存在于大自然之中，并且它被运用到许多领域当中。α 值趋近于1的噪声与区间内其它α值噪声之间的区别符合一个更基本的区别。前者（狭义上）一般来自于准平衡凝聚态系统，下文将会展开讨论。后者（广义上）一般符合一系列非均衡驱动动态系统。 尽管术语闪变噪声仅用来描述直流电子设备中出现的噪声更为合适，但每当提到1/ƒ噪声人们还是称其为闪变噪声。1968年，本華·曼德博与John W.
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隱變量理論
隱變量理論（hidden variable theory）又稱隱變數理論，是由物理學家質疑量子力學完備性而提出的替代理論。歷史上隨著量子力學的發展，而提出了海森堡不確定原理等限制，一別於古典物理，諸如位置與動量等無法同時精準測出其值；此外關於粒子位置等特性由機率密度描述所取代。一些物理學家例如愛因斯坦，認為量子力學並未完整地描述物理系統的狀態，亦即質疑量子力學是不完備的。因此量子力學的背後應該隱藏了一個尚未發現的理論，可以完整解釋物理系統所有可觀測量的演化行為，而避免掉任何不確定性或隨機性。 歷史上愛因斯坦是隱變量理論的主要倡導者，出於對標準量子力學詮釋的機率性解釋的不滿。他曾說：「我相信上帝不擲骰子。」 1935年，愛因斯坦與波多爾斯基、羅森共同提出的EPR悖論（以姓氏字首為縮寫）試圖對哥本哈根詮釋做出挑戰，論文中指出「實在性元素」（即隱變量）應該加入量子力學中，俾使在量子纏結現象中不會出現鬼魅般的超距作用。在提出後，這樣的爭辯仍停留在物理哲學的範疇，直到約翰·貝爾提出貝爾定理方得區分兩者差異。透過實驗證實：一定類型的局域隱變量理論與實驗結果不相符，包括EPR佯謬中提出的詮釋版本。非局域（廣域）的隱變量理論最知名者為德布羅意-玻姆理論。.
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超新星观测史
前已知的超新星观测史可以追溯到公元185年时的SN 185，这是人类有记载最早的一颗超新星。自此之后，人类在银河系内曾观测到过其他一些超新星，其中SN 1604是在银河系中观测到的最后一颗超新星。 随着望远镜的发展，超新星的观测范围已扩展到了其他星系。这些发现为了解星系间的距离提供了重要的信息。同时，人类已建立了完善的超新星模型，对于超新星在恒星演化过程中的作用也获得了越来越多的认识。.
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郎之万方程
在统计物理中， 朗之万公式（保罗·朗之万，1908年) 是一个描述自由度的子集的时间演化的随机微分方程。 这些自由度，通常是那些在与系统的其他（微观的）变量相比，变化较缓慢的集体（宏观的）变量。 快速变化（微观）的变量导致了朗之万公式的随机性。.
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量子芝诺效应
量子芝诺效应（也被称为图灵悖论），是一种量子效应：如果我们持续观察一个不稳定的粒子，它将不会衰变。我们可以通过足够高频率的观测来使其“冻结”在它的已知初态。 量子芝诺效应的名字起源于经典的芝诺悖论。芝诺悖论提出：一个飞行中的箭矢在任意一个时刻都是静止在空中的，所以它不可能处于运动状态。类比于经典芝诺悖论的该量子效应在1977年由和在一篇文章中提出。.
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量子退相干
在量子力學裏，開放量子系統的量子相干性會因為與外在環境發生量子糾纏而隨著時間逐漸喪失，這效應稱為--（Quantum decoherence），又稱為--。量子退相干是量子系統與環境因量子糾纏而產生的後果。由於量子相干性而產生的干涉現象會因為量子退相干而變得消失無蹤。量子退相干促使系統的量子行為變遷成為經典行為，這過程稱為「量子至經典變遷」（quantum-to-classical transition）。德國物理學者最先於1970年提出量子退相干的概念。自1980年以來，量子退相干已成為熱門研究論題。 實際而言，不存在孤立系統，特別是不存在孤立宏觀系統，通過某種方式，每個量子系統都會持續地與外在環境耦合，發生量子糾纏，從而形成糾纏態。因此，量子退相干可以視為存在於量子系統內部的相干性隨著時間流易而退定域（delocalize）至量子系統與環境所組成的糾纏系統，換句話說，量子系統內部的幾個成分彼此之間的相位關係，會逐漸地退定域至整個系統，也就是說，量子系統的相位信息會持續地洩露至環境，從而有效地促使伴隨著相干性的干涉現象消失無蹤。 量子退相干能夠解釋為什麼不會觀察到干涉現象，但是，量子退相干能否解釋波函數塌縮的後果，這論題至今仍舊存在巨大爭議，一個很重要的原因就是，很難將這論題跟量子力學的詮釋做分割，而人們各自有各自青睞的詮釋。量子退相干是一種標準量子力學效應，關於它是否能夠解釋波函數塌縮的後果，存在有很多種觀點，大多數過於樂觀或過於悲觀的觀點，皆可追溯至對於量子退相干運作範圍的誤解。 量子退相干不是一種量子力學詮釋，而是利用量子力學分析獲得的結果。它嚴格遵守量子力學，並沒有對量子力學的基礎表述做任何修改。很多完成的量子實驗已證實量子退相干的存在與正確性。 在實現量子計算機方面，量子退相干是一種必須面對的挑戰，因為量子計算機的運作倚賴維持量子相干態的演化不被環境攪擾。簡言之，必需良好維持量子相干態與管控量子退相干，才能夠實際進行量子運算。.
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R-過程
R-過程，或稱為快中子捕獲過程，是在核心發生塌縮的超新星（參考超新星核合成）中創造富含中子且比鐵重的元素的程序，並創造了大約一半的數量。R-過程需要以鐵為種核進行連續的快中子捕獲，或是短程的R-過程。另一種居主導地位產生重元素的機制為S-過程，也就是通過慢中子捕獲進行核合成，主要發生在AGB星，而這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。.
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恆星核合成
恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，恆星核合成就一直持續地創造重元素。這原本是一個高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的協定。它解釋了宇宙中元素的豐度為何會隨著時間而增長，以及為什麼某些元素及其同位素會比其它的元素更豐富。這個理論最初是由弗雷德霍伊爾（Fred Hoyle）in在1946年提出，然後在1954年精煉 。進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核合成，在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文） ，成為天文物理學史上最受人引用的論文之一。 恆星演化是因它們的組成（元素的豐度）在生命歷程中的改變。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），並逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將通過超新星的突發性災難事件來噴發質量。超新星核合成這個名詞被用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在演化和爆炸前所創造的元素。這些大質量恆星從碳（）到鎳（）的各種新同位素的最主要來源。 進一步的燃燒序列是由重力坍縮和其相應的加熱驅動的，導致重元素的碳、氧和矽燃燒。然而，大多數原子量範圍在 （從矽到鎳）核合成的重元素都是由恆星上層崩潰到核心，造成一個壓縮衝擊波反彈向外形成的。短暫的衝擊波升高了大約50%的溫度，從而引起了大約1秒鐘的劇烈燃燒。在大質量恆星最後的燃燒稱為超新星核合成或是"爆炸核合成"，是恆星產生重元素的最後一個時期。 促進核合成理論發展的因素是發現宇宙中化學元素的豐度。對具體描述的需要已經受到太陽系化學同位素相對豐度的啟發。當繪製在以元素的原子數為函數的圖表上時，這些豐度有一個參差不齊的鋸齒狀形狀，而變化的因素數以萬計（參見核合成#歷史）。這表明這個自然的過程不是隨機的。第二個啟發是在20世紀了解恆星的核合成發生過程，它被認識到太陽的長壽，和從核融合反應釋放出來的能量是光與熱的來源 。.
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核合成
核合成是從已經存在的核子（質子和中子）創造出新原子核的過程。原始的核子來自大霹靂之後已經冷卻至一千萬度以下，由夸克膠子形成的等離子體海洋。在之後的幾分鐘內，只有質子和中子，也有少量的鋰和鈹（原子量都是7）被合成，但相對來說仍只有很少的數量。太初核合成的第一個過程可以稱為核起源（成核作用），隨後產生各種元素的核合成，包括所有的碳、氧等元素，都是發生在原始恆星內部的核融合或核分裂。.
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核天体物理学
核天体物理学（nuclear astrophysics）是天體物理學和核物理學的交叉學科，主要研究的領域有恆星結構，天體質量與其壽命的關係等，並從中了解恆星如何產生能量，認識化學元素的起源和演变與，分析驱动天体物理现象的机制。.