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64 关系: 吸收光谱学，同步辐射光源，天文學，太赫輻射，威尔金森微波各向异性探测器，室女A星系，宇宙微波背景，射束，中国科学院院士列表，世界同步辐射装置列表，五夸克態，佐用町，德國電子加速器，北京正负电子对撞机，國家同步輻射研究中心，冷发光，光，光电效应，磁場，科学大纲，空间物理学，空间望远镜列表，粒子加速器，粒子物理學，结构基因组学，电子，白克蘭電流，韩国科技，蟹状星云脉冲星，蟹狀星雲，西佛星系，高能加速器研究機構，警察廳長官狙擊事件，譜指數，超新星遗迹，赵忠尧，闊邊帽星系，锗，脉冲星，脉冲星风云，量子科学技术研究开发机构，自由电子激光器，长度收缩，電學史，耀变体，耀斑，陳建仁，GRB 970228，GRS 1915+105，MAX IV，...，SLAC國家加速器實驗室，SPring-8，X射線吸收光譜，X射线，X射线天文学，X射线晶体学，极紫外辐射，核技术 (英文杂志)，木星的磁層，星云，扬·奥尔特，曲率辐射，晶体学，21公分線。 扩展索引 (14 更多) »
吸收光谱学
吸收光谱学是指一门光谱学技术，它通过测量电磁辐射的吸收，形成频率或波长对与试样交互的函数。试样从辐射域吸收能量，如光子。吸收强度的变化与频率构成函数关系，这种变化就是吸收光谱。吸收光谱学也应用于整个电磁波谱。 吸收光谱学被用作分析化学的工具，它可以确定试样中是否存在某种特殊物质，以及在许多情况下量化该物质存在的数量。红外和紫外-可见光光谱学是分析应用中特别常见的。吸收光谱学也被用于分子和原子物理学、天文光谱学和遥感的研究。 测量吸收光谱的实验方法很多。最常见的方法是将产生的无线电波导向试样，并探测透射电波的强度。透射的能量可以用来计算吸收。辐射源、试样布置和探测技术的选择，很大程度上依赖于频率范围和实验目的。.
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同步辐射光源
同步辐射光源是指产生同步辐射的物理装置。第一代同步辐射光源是寄生于高能物理实验专用的高能对撞机的兼用机，第二代同步辐射光源是基于同步辐射专用储存环的专用机，第三代同步辐射光源為性能更高且儲存環之直線段可加裝插件磁鐵組件之同步辐射专用储存环的专用机，现在正在研究的自由电子激光器則為新一代的高強度光源設施。.
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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).
太赫輻射
--，又稱THz波，包含了频率为0.3到3 THz的电磁波。该术语适用于从电磁辐射的毫米波波段的高频边缘（300 GHz）和低频率的远红外光谱带边缘（3000 GHz）之间的频率，对应的波长的辐射在该频带范围从1mm到0.1mm（或100μm），所以也叫作「亞毫米波段」。 目前，国际上对太赫兹辐射已达成如下共识，即太赫兹是一种新的、有很多独特优点的辐射源；太赫兹技术是一个非常重要的交叉前沿领域，给技术创新、国民经济发展和国家安全提供了一个非常诱人的机遇。它之所以能够引起人们广泛的关注、有如此之多的应用，首先是因为物质的太赫兹光谱（包括透射谱和反射谱）包含着非常丰富的物理和化学信息，所以研究物质在该波段的光谱对于物质结构的探索具有重要意义；其次是因为太赫兹脉冲光源与传统光源相比具有很多独特的性质。.
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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室女A星系
室女A星系（也稱為梅西爾87、M87或NGC 4486）最常見的是其英文縮寫M87，常稱之為「M87星系」。M87位在室女座，是巨大的橢圓星系，也是銀河系附近幾個質量最大星系其中之一，擁有幾項受矚目的特性，第一，其球狀星團數量特別多──M87星系裡共含12,000個球狀星團，參考之下，環繞銀河系的球狀星團數量為150-200個。其二，該星系由核心發出一道向外延伸約1,500秒差距（4900光年）的高能電漿噴流，運動速度達相對論速度，與光速已相當接近。M87是天空中最明亮的電波源之一，也是備受業餘天文學家和專業天文學者熱衷觀測和研究的目標。 法國天文學家查爾斯·梅西爾於1781年發現M87。熱愛彗星觀測的梅西爾當時是為了協助同好避免在觀測時常誤將彗星與其他天體混淆，所以編製一份星雲列表，M87名列表上編號第87個。M87是室女星系團北方次明亮的星系，距離地球1,640萬秒差距（5,350萬光年）。和盤狀的螺旋星系不同的是，M87並沒有明顯塵埃帶 ，外觀呈橢圓形，幾乎沒有任何特殊形狀，亮度分布和典型的橢圓星系一樣，由星系中心向外遞減，越外亮度越暗。M87的恆星佔其質量大約六分之一，呈球狀對稱分佈，恆星分布密度，由星系核心向外呈遞減，越靠外圍的恆星密度越低。位在星系中心是其超大質量黑洞，也是活躍星系核的主成分，該天體在各波段都發出強烈輻射，尤其電波波段。M87的星系外殼（galactic envelope）延展寬達150kpc（49萬光年）遠，然後中斷，中斷原因可能是和另一星系發生碰撞。恆星之間有瀰散星際介質氣體，豐富的化學元素是由演化後期恆星（evolved star）貢獻。 1997年在德國泰根塞曾以「電波星系M87」為主題舉辦過一次學術專門討論會，20年後，為慶祝「宇宙噴流發現百週年」，天文學家於的2016年再度會集於臺灣臺北，擴大討論黑洞、噴流、宇宙學相關領域最新研究進展。.
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宇宙微波背景
宇宙微波背景（英语：Cosmic Microwave Background，简称CMB，又稱3K背景輻射）是宇宙學中“大爆炸”遺留下來的熱輻射。在早期的文獻中，「宇宙微波背景」稱為「宇宙微波背景輻射」（CMBR）或「遺留輻射」，是一種充滿整個宇宙的電磁輻射。特徵和絕對溫標2.725K的黑體輻射相同。頻率屬於微波範圍。宇宙微波背景是宇宙背景輻射之一，為觀測宇宙學的基礎，因其為宇宙中最古老的光，可追溯至再復合時期。利用傳統的光學望遠鏡，恆星和星系之間的空間（背景）是一片漆黑。然而，利用靈敏的輻射望遠鏡可發現微弱的背景輝光，且在各個方向上幾乎一模一樣，與任何恆星，星系或其他對象都毫無關係。這種光的電磁波譜在微波區域最強。1964年美國射電天文學家阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜偶然發現宇宙微波背景 ，这一发现是基于於1940年代開始的研究，並於1978年獲得諾貝爾獎。 宇宙微波背景很好地解釋了宇宙早期發展所遺留下來的輻射，它的發現被認為是一個檢測大爆炸宇宙模型的里程碑。宇宙在年輕時期，恆星和行星尚未形成之前，含有緻密，高溫，充滿著白熱化的氫氣雲霧電漿。電漿與輻射充滿著整個宇宙，隨著宇宙的膨脹而逐漸冷卻。當宇宙冷卻到某個溫度時，質子和電子結合形成中性原子。這些原子不再吸收熱輻射，因此宇宙逐漸明朗，不再是不透明的雲霧。宇宙學家提出中性原子在「再復合」時期形成，緊接在「光子脫耦」之後，即光子開始自由穿越整個空間，而非在電子與質子所組成的電漿中緊密的碰撞。光子在脫耦之後開始傳播，但由於空間膨脹，導致波長隨著時間的推移而增加（根據普朗克定律，波長與能量成反比），光線越來越微弱，能量也較低。這就是別稱「遺留輻射」的來源。「最後散射面」是指我們由光子脫耦時的放射源接收到光子的來源點在空間中的集合。 因為任何建議的宇宙模型都必須解釋這種輻射，因此宇宙微波背景是精確測量宇宙學的關鍵。宇宙微波背景在黑體輻射光譜的溫度為 K。光譜輻射dEν/dν的峰值為60.2 GHz，在微波頻率的範圍內。（若光譜輻射的定義為dEλ/dλ，則峰值波長為1.063公釐。） 該光輝在所有方向中幾乎一致，但細微的殘留變化展現出各向異性，與預期的一樣，分佈相當均勻的熾熱氣體已經擴大到目前的宇宙大小。特別的是，在天空中不同角度的光譜輻射包含相同的各向異性，或不規則性，隨區域大小變化。它們已被詳細測量，若有因物質在極小空間的量子微擾而起的微小溫度變化，且膨脹到今日可觀測的宇宙大小，應該會與之吻合。這是一個非常活躍的研究領域，科學家同時尋求更好的數據（例如，普郎克衛星）和更好的宇宙膨脹初始條件。雖然許多不同的過程都可產生黑體輻射的一般形式，但沒有比大霹靂模型更能解釋漲落。因此，大多數宇宙學家認為，宇宙大霹靂模型最能解釋宇宙微波背景。 在整個可視宇宙中有高度的一致性，黯淡卻已測得的各向異性非常廣泛的支持大霹靂模型，尤其是ΛCDM模型。此外，威爾金森微波各向異性探測器及宇宙泛星系偏振背景成像實驗觀測相距大於再復合時期之宇宙視界角尺度上漲落間的相關性。此相關可能為非因果的微調，或因宇宙暴脹產生。.
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射束
射束（英語：Beam），是一道粒子或能量的流束，較細的射束（beam）也被稱為射線（ray）。.
中国科学院院士列表
中国科学院院士列表.
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世界同步辐射装置列表
世界各地同步辐射装置列表，这些装置利用储存环和自由电子激光作为同步辐射的能量来源。.
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五夸克態
五夸克粒子是一種這結果尚未經過同行評議，所以仍舊歸類為假想粒子。-->次原子粒子，屬於奇異強子。五夸克粒子有五個夸克重子有三個夸克，介子有兩個夸克。。更詳細地說，是四個夸克和一個反夸克（表示他的重子數為1）。雖然物理學者預言五夸克粒子存在已很多年了，五夸克態顯然很不容易被發現。有些物理學者甚至提議，某種未知自然定律阻止五夸克粒子的出現。 2000年代，曾經有幾個實驗報告發現五夸克態的存在，但對於這些實驗所獲得的數據做重新分析，再加上對於後來完成的實驗做分析，所得到的結論是，這些先前得到的結果都是統計效應，而不是真實的共振See p. 1124 in 。2015年7月13日，歐洲核子研究組織的LHCb實驗團隊報告，在底Λ粒子 （Λ）的衰變反應中，發現了五夸克態，但這結果尚未經過同行評議。 在粒子物理學實驗室之外，五夸克粒子也可以在超新星形成中子星的過程中自然製成。 對於五夸克粒子的研究或許可以幫助洞悉這些恆星怎樣形成，也可以讓物理學者更加了解強相對作用。.
佐用町
佐用町（）是位於日本兵庫縣西部的行政區劃。 轄區位於中國山地東端，主要為山林地，由中央區域自北往南通過，主要市區位於其支流佐用川沿岸。在南部與龍野市、上郡町相鄰處為，設有大型同步輻射設施SPring-8及等學術研究機構。.
德國電子加速器
德國電子加速器（德文: Deutsches Elektronen Synchrotron，簡稱DESY）是德國的大型粒子物理學研究機構，1959年12月18日正式運行，在柏林和漢堡均有研究中心。.
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北京正负电子对撞机
北京正负电子对撞机（Beijing Electron Positron Collider，缩写：BEPC）是中国第一台高能粒子加速器，始建于1984年，位于北京西郊八宝山东侧。2004年至2009年间是重大的改造工程（称为BEPC II）。它主要用于高能物理研究，同时也可作出同步辐射、中能核物理、慢正电子等实验，是在粲物理能区具有国际先进水平的对撞机。.
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國家同步輻射研究中心
國家同步輻射研究中心（英文：National Synchrotron Radiation Research Center；NSRRC），座落於新竹科學園區，共有兩座同步加速器光源設施，分別為--台灣光源--(Taiwan Light Source；TLS)與--台灣光子源--(Taiwan Photon Source；TPS)。 1993年10月台灣光源正式啟用，為台灣第一座，也是亞洲第一座完成的第三代同步輻射設施。台灣光源已有27條光束線及54座實驗站，提供台灣及全球各地之研究團隊進行科學實驗，另外在日本的SPring-8之BL12U與BL12B兩光束線，亦由NSRRC負責運轉與管理。 為能滿足光源用戶進行前沿的科學實驗需要超高亮度的X射線之需求，該中心與學術科技界經過多次的研討和評估，於2004年7月的董事會中決議推動新加速器光源之籌建，向政府提出台灣第二座同步輻射設施「台灣光子源跨領域實驗設施興建計畫」，將在現有基地上主導興建一座電子束能量30億電子伏特、周長518公尺、超低束散度的「台灣光子源」同步加速器。「台灣光子源興建工程」於2010年2月7日舉行動土典禮，且於2014年興建完成，於2015年開放光源與周邊實驗設施，提供學術科技界進行尖端科學研究之用，2016年9月19日正式啟用。.
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冷发光
冷发光（Luminescence）指物体在发光过程中不产生大量的热量，温度没有明显的升高，一般保持在常温。主要包括：.
光
光通常指的是人類眼睛可以見的電磁波（可見光），視知覺就是對於可見光的知覺。可見光只是電磁波譜上的某一段頻譜，一般是定義為波長介於400至700奈（纳）米（nm）之間的電磁波，也就是波長比紫外線長，比紅外線短的電磁波。有些資料來源定義的可見光的波長範圍也有不同，較窄的有介於420至680nm，較寬的有介於380至800nm。 而有些非可見光也可以被稱為光，如紫外光、紅外光、x光。 光既是一种高频的电磁波，又是一種由称為光子的基本粒子組成的粒子流。因此光同时具有粒子性与波动性，或者说光具有“波粒二象性”。.
光电效应
光电效应（Photoelectric Effect）是指光束照射物体时會使其發射出電子的物理效應。發射出來的電子稱為「光電子」。 1887年，德國物理學者海因里希·赫茲發現，紫外線照射到金屬電極上，可以幫助產生電火花。(On an effect of ultra-violet light upon the electric discharge)1905年，阿爾伯特·愛因斯坦發表論文《关于光产生和转变的一个启发性观点》，給出了光電效應實驗數據的理论解釋。愛因斯坦主張，光的能量并非均匀分布，而是負載於離散的光量子（光子），而這光子的能量和其所組成的光的頻率有關。這个突破性的理論不但能够解释光电效应，也推动了量子力學的诞生。由於「他對理論物理學的成就，特別是光電效應定律的發現」，愛因斯坦獲頒1921年諾貝爾物理學獎。 在研究光電效應的过程中，物理學者对光子的量子性質有了更加深入的了解，这對波粒二象性概念的提出有重大影響。除了光電效應以外，在其它現象裏，光子束也會影響電子的運動，包括光電導效應、光伏效應、光電化學效應（photoelectrochemical effect）。 根據波粒二象性，光電效應也可以用波動概念來分析，完全不需用到光子概念。威利斯·蘭姆與馬蘭·斯考立（Marlan Scully）於1969年使用半經典方法證明光電效應，這方法將電子的行為量子化，又將光視為純粹經典電磁波，完全不考慮光是由光子組成的概念。.
磁場
在電磁學裡，磁石、磁鐵、電流及含時電場，都會產生磁場。處於磁場中的磁性物質或電流，會因為磁場的作用而感受到磁力，因而顯示出磁場的存在。磁場是一種向量場；磁場在空間裡的任意位置都具有方向和數值大小更精確地分類，磁場是一種贗矢量。力矩和角速度也是準向量。當坐標被反演時，準向量會保持不變。。 磁鐵與磁鐵之間，通過各自產生的磁場，互相施加作用力和力矩於對方。運動中的電荷亦會產生磁場。磁性物質產生的磁場可以用電荷運動模型來解釋基本粒子，像電子或正子等等，會產生自己內有的磁場，這是一種相對論性效應，並不是因為粒子運動而產生的。但是，對於大多數狀況，這磁場可以模想為是由粒子所載有的電荷因為旋轉運動而產生的。因此，這相對論性效應稱為自旋。磁鐵產生的磁場主要是由內部未配對電子的自旋形成的。。 當施加外磁場於物質時，磁性物質的內部會被磁化，會出現很多微小的磁偶極子。磁化強度估量物質被磁化的程度。知道磁性物質的磁化強度，就可以計算出磁性物質本身產生的磁場。產生磁場需要輸入能量，當磁場被湮滅時，這能量可以再回收利用，因此，這能量被視為儲存於磁場。 電場是由電荷產生的。電場與磁場有密切的關係；含時磁場會生成電場，含時電場會生成磁場。馬克士威方程組描述電場、磁場、產生這些向量場的電流和電荷，這些物理量之間的詳細關係。根據狹義相對論，電場和磁場是電磁場的兩面。設定兩個參考系A和B，相對於參考系A，參考系B以有限速度移動。從參考系A觀察為靜止電荷產生的純電場，在參考系B觀察則成為移動中的電荷所產生的電場和磁場。 在量子力學裏，科學家認為，純磁場（和純電場）是虛光子所造成的效應。以標準模型的術語來表達，光子是所有電磁作用的顯現所依賴的媒介。對於大多數案例，不需要這樣微觀的描述，在本文章內陳述的簡單經典理論就足足有餘了；在低場能量狀況，其中的差別是可以忽略的。 在古今社會裡，很多對世界文明有重大貢獻的發明都涉及到磁場的概念。地球能夠產生自己的磁場，這在導航方面非常重要，因為指南針的指北極準確地指向位置在地球的地理北極附近的地磁北極。電動機和發電機的運作機制是倚賴磁鐵轉動使得磁場隨著時間而改變。通過霍爾效應，可以給出物質的帶電粒子的性質。磁路學專門研討，各種各樣像變壓器一類的電子元件，其內部磁場的相互作用。.
科学大纲
以下大綱是科學的主題概述： 科学（Science，Επιστήμη）是通過經驗實證的方法，對現象（原來指自然現象，現泛指包括社會現象等現象）進行歸因的学科。科学活动所得的知识是条件明确的（不能模棱两可或随意解读）、能经得起检验的，而且不能与任何适用范围内的已知事实产生矛盾。科学原仅指对自然现象之规律的探索与总结，但人文学科也被越来越多地冠以“科学”之名。 人们习惯根据研究对象的不同把科学划分为不同的类别，传统的自然科学主要有生物學、物理學、化學、地球科學和天文學。逻辑学和数学的地位比较特殊，它们是其它一切科学的论证基础和工具。 科学在认识自然的不同层面上设法解决各种具体的问题，强调预测结果的具体性和可证伪性，这有别于空泛的哲学。科学也不等同于寻求绝对无误的真理，而是在现有基础上，摸索式地不断接近真理。故科学的发展史就是一部人类对自然界的认识偏差的纠正史。因此“科学”本身要求对理论要保持一定的怀疑性，因此它绝不是“正确”的同义词。.
空间物理学
空间物理学(Space physics），在一些地区亦称做太空物理学，又名空间等离子体物理学，是研究宇宙空间环境下等离子体（一般而言，它是处于电磁场环境下的稀薄、高温、准电中性的电离气体）物理性质的学科。研究对象包括太阳活动、太阳风、行星磁层和电离层、极光、宇宙线，以及同步辐射等等。空间物理学的有利观测手段之一是可以实地考察被观测对象的探测器，比如搭载了探测器的空间飞行器，针对高层大气的探空火箭等等。除了丰富人类对于宇宙空间的等离子体物理性质和物理现象的了解，空间物理学也被应用于空间天气学等领域，并且和人们的日常生活有着紧密联系。 Category:等离子体物理学.
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空间望远镜列表
这是一个空间望远镜列表。这里列表是按电磁波谱的主要频段分类的，即自高频至低频分为伽玛射线区、X射线区、紫外线区、可见光区、红外线区、微波区和无线电区。有些望远镜工作在上述中的多个频段，它们会在每一个频段中都被列出。对于采集粒子（如宇宙射线原子核、电子等）的空间望远镜，以及探测引力波的空间望远镜（主要是LISA）也在这个表中列出。对于探测任务仅局限于太阳系，包括太阳、地球以及太阳系中其他行星的探测器则被排除在外，关于这些探测器请参见太阳系探测器列表。 当望远镜处在地心轨道上时，关于它的高度的两个参数会以千米为单位给出，分别为初始轨道的近地点和远地点，即望远镜与地球质心（准确说是望远镜与地球构成的两体系统的质心）距离的最大值和最小值。类似的，如果望远镜处在日心轨道上，这两个参数也会相应地给出，但此时的单位是天文单位（AU）。.
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粒子加速器
粒子加速器（particle accelerator）是利用電場來推動帶電粒子使之獲得高能量。日常生活中常見的粒子加速器有用於電視的陰極射線管及X光管等設施。只有当被加速的粒子置於抽真空的管中时，才不會被空氣中的分子所撞擊而潰散。在高能加速器裡的粒子由四極磁鐵（quadrupole magnet）聚焦成束，使粒子不會因為彼此間產生的排斥力而散開。 粒子加速器有兩種基本型式，環形加速器和直線加速器。.
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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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结构基因组学
結構基因組學是一門用结构生物学方法研究整个生物体、整个细胞或整个基因组中所有的蛋白質和相关蛋白質复合物的三维結構的学科。主要利用實驗方式（X射線晶體学、核磁共振波谱法和电子显微学）来测定蛋白质结构，同时结合同源建模（homology modelling）这一計算方式来推测蛋白质结构。和傳統結構生物學不同的是，利用結構基因組學所測定的蛋白質結構通常是功能未知的蛋白質。這令科學家創立了結構生物信息學，利用三維結構信息來预测蛋白質功能。結構基因組學重視快速、高通量（high throughput）的蛋白質結構測定，而同步辐射装置是实现这一目标的重要实验装置之一。.
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电子
电子（electron）是一种带有负电的次原子粒子，通常标记为 e^- \,\!。電子屬於轻子类，以重力、電磁力和弱核力與其它粒子相互作用。轻子是构成物质的基本粒子之一，无法被分解为更小的粒子。电子带有1/2自旋，是一种费米子。因此，根據泡利不相容原理，任何兩個電子都不能處於同樣的狀態。电子的反粒子是正电子（又称正子），其质量、自旋、帶电量大小都与电子相同，但是电量正負性与电子相反。電子與正子會因碰撞而互相湮滅，在這過程中，生成一對以上的光子。 由电子與中子、质子所组成的原子，是物质的基本单位。相对于中子和质子所組成的原子核，电子的质量显得极小。质子的质量大约是电子质量的1836倍。当原子的电子数与质子数不等时，原子会带电；称該帶電原子为离子。当原子得到额外的电子时，它带有负电，叫阴离子，失去电子时，它带有正电，叫阳离子。若物体带有的电子多于或少于原子核的电量，导致正负电量不平衡时，称该物体带静电。当正负电量平衡时，称物体的电性为电中性。靜電在日常生活中有很多用途，例如，靜電油漆系統能夠將或聚氨酯漆，均勻地噴灑於物品表面。 電子與質子之間的吸引性庫侖力，使得電子被束縛於原子，稱此電子為束縛電子。兩個以上的原子，會交換或分享它們的束縛電子，這是化學鍵的主要成因。当电子脱离原子核的束缚，能够自由移动时，則改稱此電子为自由电子。许多自由电子一起移动所产生的净流动现象称为电流。在許多物理現象裏，像電傳導、磁性或熱傳導，電子都扮演了機要的角色。移動的電子會產生磁場，也會被外磁場偏轉。呈加速度運動的電子會發射電磁輻射。 根據大爆炸理論，宇宙現存的電子大部份都是生成於大爆炸事件。但也有一小部份是因為放射性物質的β衰變或高能量碰撞而生成的。例如，當宇宙線進入大氣層時遇到的碰撞。在另一方面，許多電子會因為與正子相碰撞而互相湮滅，或者，會在恆星內部製造新原子核的恆星核合成過程中被吸收。 在實驗室裏，精密的尖端儀器，像四極離子阱，可以長時間局限電子，以供觀察和測量。大型托卡馬克設施，像国际热核聚变实验反应堆，藉著局限電子和離子電漿，來實現受控核融合。無線電望遠鏡可以用來偵測外太空的電子電漿。 電子被广泛應用于電子束焊接、陰極射線管、電子顯微鏡、放射線治療、激光和粒子加速器等领域。.
白克蘭電流
白克蘭電流是沿著聯結地球磁層的磁場線流進地球高緯度電離層的一股電流。在地球的磁層，這股電流由太陽風和行星際磁場以及體積龐大的電漿驅動著（由行星際磁場間接的驅動著它們的對流）。白克蘭電流的強度與磁層中的活動一起變化（例如在期間）。在朝上的電流片（電子向下流動）中小尺度的擾動加速磁層中的電子，當它們抵達大氣層的上層，就會創造出極光（南極光和北極光）。在高緯度的點離層（或極光帶），白克蘭電流經由在該區電離層垂直於磁場線的極光接通。兩對白克蘭電流在場匹配電流片中成對的出現，一對由正午處通過黃昏側延伸到子夜處，另一對從正午區經由黎明側也延伸到子夜區。在極光帶高緯度這一側的電流片稱為第一區，低緯度那一側的電流片稱為第二區。 這種電流是曾經遠征北極圈研究極光的挪威探險家兼物理學家克里斯汀·白克蘭在1908年預測的。他使用簡單的測量磁場儀器，重新發現安德斯·攝爾修斯和他的助理在一個多世紀前的發現：當極光出現時磁強計會改變方向。這可能只意味著電流在大氣層之上流動，但他從理論上說明不知何故太陽會發出陰極射線 out-of-print, full text online，和從現在被稱太陽風的粒子進入地球的磁場並創造出電流，從而產生極光。這種看法受到當時其他的研究者蔑視，但在1967年，一顆衛星被發射進入極光帶，顯示白克蘭預測的電流確實存在。為了尊崇他和他的理論，這種電流被命名為白克蘭電流。在露西·賈戈的書中對白克蘭電流的發現有著很好的說明。 瑞典阿爾芬實驗室的名譽教授寫道："為甚麼對白克蘭電流特別感興趣？是因為電漿被迫攜帶它們，而它們會導致大量的物理過程（、不穩定性、精細結構的形成）。這些又回過頭來導致像是包括正和負的、和元素分離（像是氧離子的差別彈射）。瞭解這兩類現象在天文物理上獲得的利益遠超過了解我們地球自己的太空環境。".
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韩国科技
韩国科技是推动韩国社会经济发展的源动力。从20世纪60年代开始，韩国在社会、经济、文化等各方面都取得了长足的发展，创造了「汉江奇迹」。在韩国经济迅速腾飞的背后，“科技立国”战略是根本原因之一。建国之初，韩国科技在经历了日占和朝鲜战争之后，几乎一片空白。20世纪60年代，韩国科技基本上是模仿、消化引进的技术。经过对本国科技的培育与扶植，20世纪80年代，韩国实现了从技术引进到技术创新的跨越。1979-1988年，科技进步对韩国经济增长的贡献率为11.9%；1990-2000年，科技进步的贡献率达到了39.5%。韩国亦在彭博社《2016年全球创新力排名》以及世界知識產權組織、康奈爾大學和英士國際商學院聯合發布的《2016年》中，分別位居榜首和第十一位。 韩国的法律、法规为科技发展提供有力的法律保障。20世纪90年代，韩国与科学技术有关的法律、法规就有200多部，占到法律法规总数的四分之一。韩国把知识产权战略作为保持和提高科技创新能力的基本措施。早在1908年，韩国就已经颁布了《专利法》、《外观设计法》和《商标法》。第二次世界大战结束后，韩国的知识产权制度得到了长足发展。目前韩国已经成为世界知识产权制度强国。韩国是世界首个拥有互联网专利电子申请系统的国家，也是世界知识产权组织在全球普及在线国际专利电子申请系统的开发合作伙伴。韩国知识产权厅（KIPO）国际知识产权研修院是世界知识产权组织指定的世界首家正式研修机构。 韩国的科研机构大体可分为公共研究机构、大学和企业研究机构三类，分别承担着国家战略层面的大规模研究，基础性单一学科研究和产业与高新技术方面的研发。韩国主要的科研机构包括韩国科学技术研究院、韩国电子通信研究院、韩国生命工学研究院、首尔国立大学、韩国高等科学技术院、三星综合技术院等。.
蟹状星云脉冲星
蟹状星云脉冲星（PSR B0531+21）是一颗相当年轻的中子星。它是超新星SN 1054的遗迹——蟹状星云中心的天体。那颗超新星当时在地球上的许多国家都有观测记录。该脉冲星于1968年发现，成为首颗已确认与超新星遗迹有关的脉冲星。 这颗光学脉冲星直径大约25千米，自转周期为33毫秒，即每秒自转30次。中子星上泄出的与光速可相比的风产生同步辐射，这使得星云不断发射出从无线电波到γ射线的电磁波。星云内部最活跃的特点是脉冲星的赤道风猛烈冲击稀疏的其他区域，形成激波阵面。这种激波的形状和位置瞬息万变，赤道风一阵阵地形成然后渐渐减弱并消失，这是因为它们进入了远离脉冲星的星云内部。由于脉冲风带走大量能量，脉冲星的自转周期每天减慢38纳秒。.
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蟹狀星雲
蟹状星云（M1，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天關）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云。蟹状星云距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。它是银河系英仙臂的一部分。 该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，它对应于中国、阿拉伯和日本天文学家於公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星，它的直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首顆被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。 蟹状星云的X射线和γ射线辐射能量超过30 keV，最高可达10 TeV，而且非常稳定，因此天文学家将蟹状星云看成是宇宙中最稳定的高能辐射源之一，并将其作为一种标准来测量宇宙其他輻射源的能量。此星云是一个很好的辐射源，通过其他天体的掩星可以研究它與其他的天體。20世纪50和60年代时，天文学家曾借助穿过日冕的蟹状星云辐射对太阳日冕进行密度和成分测定。2003年，土卫六阻挡了蟹状星云的X射线辐射，天文学家借此机会测量土卫六的大气层的厚度。.
西佛星系
西佛星系（Seyfert galaxies）是一类旋渦星系或者不規則星系，擁有非常亮的星系核。名字来自20世纪40年代深入研究这类星系的天文学家卡爾·基南·西佛（Carl Keenan Seyfert）。西佛星系属于活躍星系核的一类。.
高能加速器研究機構
能加速器研究機構（高エネルギー加速器研究機構，簡稱KEK）原為隸屬於日本文部省的國家實驗室，於2004年改制為法人後，隸屬於日本大學共同利用機關法人，為高能物理學與加速器科學的綜合研究機構。KEK最早是在1997年4月1日，由原來的高能物理研究所、東京大學原子核研究所以及東京大學理學院所附屬的介子科學研究中心改組而成的，成為一所綜合研究所大學（綜合研究大學院大學）。 簡稱為KEK，是沿用原來的高能物理研究所的略稱。同時，原來的高能物理研究所，是日本最早提供全球資訊網服務的公開機構。 身為原高能物理研究所教授、基本粒子原子核研究所所長、歷任高能加速器研究機構理事、高能加速器研究機名譽教授（2009年1月為特別榮譽教授）的小林誠，在該機構的貝爾實驗數據的支持下，得到2008年的諾貝爾物理學獎。.
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警察廳長官狙擊事件
警察廳長官狙擊事件是指1995年3月30日日本警察廳長官國松孝次在家中公寓門前遭到不明身份的蒙面槍手狙擊的事件。國松孝次重傷，但是幸免於難；而狙擊事件的真相至今仍未完全查明。.
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譜指數
譜指數是天文學上依據來源頻率的輻射通量密度測量的。給定頻率\nu和輻射通量 S，譜指數\alpha由下式給定： 請注意，如果通量沒有遵從冪律，譜指數本身是頻率的函數。重新排列上式，我們看見譜指數成為 譜指數也可以用波長 \lambda來界定。在這種情況下，譜指數 \alpha由下式給定： 並且在給定的頻率上，譜指數可以由下式的計算導出： 通常習慣上會使用負號，因此譜指數成為 譜指數可以暗示其屬性。例如，使用正號呈現，在無線電的頻率譜指數從0到2指示是熱輻射，而不合理 (陡峭) 的負譜指數通常指示是同步輻射。.
超新星遗迹
超新星遗迹（Supernova remnant，缩写为SNR）是超新星爆发时抛出的物质在向外膨胀的过程中与星际介质相互作用而形成的延展天体，形状有云状、壳状等，差异很大。截至2006年，已经在银河系中发现了200余个超新星遗迹，在大麦云、小麦云、M31、M33 等邻近的河外星系中也有发现。.
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赵忠尧
赵忠尧（），中国核物理、中子物理、加速器和宇宙线研究的先驱和启蒙者。浙江绍兴诸暨人。其早期对γ射线散射中反常吸收和特殊辐射的实验发现，在正电子、反物质的科学发现史上有重要意义。他在1930年成為歷史上首名捕捉正電子的人，其研究直接促成物理學家卡尔·戴维·安德森於1936年獲得諾貝爾物理學獎，安德森在晚年承認他的研究是建基在趙忠堯的基礎之上。.
闊邊帽星系
闊邊帽星系（梅西爾編號：M104，NGC 4594，又稱草帽星系、墨西哥帽星系）位於室女座，為一個Sa-Sb型之旋渦星系，光度+8.7等，距離地球2,800萬光年。这个星系的直径是大约50,000光年，有银河系的大小的30％。 天文学家最初认为光环是小而轻的旋渦星系，但史匹哲太空望遠鏡发现，周围的草帽星系晕是一个比以前认为的更大规模的巨大的椭圆星系。这个星系拥有星等+9.0，使得它很容易被用业余望远镜观测到，它被有些作家认为是在银河系的10 百萬秒差距(megaparsecs)半径范围内最亮的星系。 它具有明亮且巨大的超大质量黑洞星系核，尤其在赤道方向有一條由星際塵埃所形成的暗帶。由於它形態美麗，也是不少天文台，甚至是擁有專業天文攝影設備的天文愛好者必定拍攝的對象之一。.
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锗
锗（Germanium，舊譯作鈤）是一种化学元素，它的化学符号是「Ge」，原子序数是32。它是一種灰白色类金属，有光澤，質硬，屬於碳族，化學性質與同族的錫與硅相近。在自然中，鍺共有5種同位素，原子質量數在70至76之間。它能形成許多不同的有機金屬化合物，例如四乙基鍺及異丁基鍺烷等。 即使地球表面上鍺的豐度地殼蘊含量相對较高，但由於礦石中很少含有高濃度的鍺，所以它在化學史上發現得比較晚。門捷列夫在1869年根據元素周期表的位置，預測到鍺的存在與其各項屬性，並把它稱作擬硅。克莱门斯·温克勒於1886年在一種叫硫銀鍺礦的稀有礦物中，除了找到硫和銀之外，還發現了一種新元素。儘管這種新元素的外觀跟砷和銻有點像，但是新元素在化合物中的化合比符合門捷列夫對硅下元素的預測。温克勒以他的國家——德國的拉丁語名來為這種元素命名。 鍺是一種重要的半導體材料，用於製造晶體管及各種電子裝置。主要的終端應用為光纖系統與紅外線光學（infrared optics），也用於聚合反應的催化劑，制造電子器件與太陽能電力等。現在，開採鍺用的主要礦石是閃鋅礦（鋅的主要礦石），也可以在銀、鉛和銅礦中，用商業方式提取鍺。一些鍺化合物，如四氯化鍺（GeCl4）和甲鍺烷，会刺激眼睛、皮膚、肺部與喉嚨。.
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。.
脉冲星风云
脉冲星风云是一种由脉冲星星风造成的星云。在它们演化的早期阶段（大约几千年），脉冲风星云通常存在于超新星残骸的壳层内部。然而，脉冲风星云也可能存在于老的脉冲星附近，而后者的超新星残骸已经消失，这样的例子有毫秒无线电波脉冲星（例如斯塔普斯等人2003年提出的B1957+20）。2008年，赫斯特等人提出脉冲星风云的原型是蟹状星云。 脉冲星星风由脉冲星高速旋转的超强磁场加速到相对论速度的带电粒子组成。脉冲星星风冲入星际介质，产生一股强烈的激波，并减速到亚相对论速度。在这样的辐射同步加速器的作用下，磁化的粒子流加速喷射出来。 脉冲星风云通常表现出如下的特征：.
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量子科学技术研究开发机构
国立研究开发法人量子科学技术研究开发机构（国立研究開発法人量子科学技術研究開発機構、りょうしかがくぎじゅつけんきゅうかいはつきこう，英语：National Institutes for Quantum and Radiological Science and Technology, 简称：量研機構、QST）是日本的一家研究所。 国立研究开发法人放射线医学综合研究所，是由国立研究开发法人日本原子能研究开发机构量子光部门的一部分，以及核融合研究部门整合、变更名称而来。 研究领域有影像诊断学，以及量子光（电离辐射、高强度激光、同步辐射）和核聚变。.
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自由电子激光器
自由电子激光器（FEL），所产生激光束的光学性质与传统激光器一样，具有高度相干、高能量的特点，其不同点在于其特殊的光源产生机制。传统利用气体、液体或固体（如半导体激光器）作为激光介质的激光器，其激光产生会使原本处于束缚态的原子或分子受到激发；对于FEL，激光产生则依靠将在磁场中运动的相对论电子束的动能转换为光子能量。由于电子束可以在磁场中自由移动，故命名为“自由电子激光器”。激光产生过程中没有传统意义上的介质，不需要实现粒子数反转，因此，这种激光不依赖于受激发射。自由电子激光器的核心是电子源（通常是粒子加速器）与相互作用区（把电子动能转换为光子能量）。 由于自由电子处于连续态，从理论上说其辐射波长不受固定波长限制。自由电子激光器比任何传统激光器都具有更宽的频带，因此调谐范围更宽，当前可涵盖微波，太赫兹，远红外，可见光区，甚紫外直至X射线。 自由电子激光器发明于1976年，发明者为斯坦福大学的約翰·梅迪(John Madey)。其研究核心基于Hans Motz的关于摇摆磁场构型的工作。梅迪利用24MeV的电子束和5米长的摇摆器用于放大信号。不久之后，其他拥有加速器的实验室也加入到这种激光器的开发中来。.
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长度收缩
长度收缩（又称洛伦兹收缩或洛伦兹-費茲傑羅收缩）是指观察者在观察与其相对速度非零的物体时看到的长度变小的现象。这种现象通常只在相对速度接近光速时才会比较明显。并且只有在与物体运动平行的方向上才能观察到长度收缩。 对于常见物体，在其以常规速度运动时，这种效应可以忽略。只有在其运动速度足够大，或是在电子运动中，考虑这种现象才较为有意义。当相对速度为（0.0447）时，收缩后的长度为静止长度的99.9%。而当相对速度增大到（0.141），收缩后的长度仍为静止长度的99%。随着速度逐渐接近光速，这一效应开始变得十分明显。这种效应可以用下面这个方程描述： 其中 而则是洛仑兹因子，定义为： 在这个方程中，物体的长度所沿方向与物体运动方向平行。观察者需要同时测量其与物体两端的距离然后相减来得到物体的长度。当相对速度趋近光速时，物体在对应方向上的长度会变为零。更为普遍的变换请参见洛仑兹变换。.
電學史
根据记载，電的历史可以追溯到公元前六世紀，古希臘學者Miletus觀察到用布摩擦后的琥珀會吸引如羽毛等輕小的東西。英国人Stephen Gray(1696～1736)发现了物质可以分为导体和绝缘体。1733年法国人Charles du Fay發現摩擦產生的電有「像琥珀所生的電」和「像玻璃所生的電」兩種；拥有玻璃电的物质会排斥带电丝线，而拥有琥珀电的物质会吸引带电丝线。1747年3月11日，富蘭克林描述了「尖端放電」現象，并利用这一原理製造出避雷針。1785年，法國人夏爾·庫侖发现了庫侖定律。 1826年，法國化學家安德烈-瑪麗·安培提出安培定律。1831年，迈克尔·法拉第发现了电磁感应现象。1859年，德國物理學家尤利烏斯·普呂克將真空管兩端的電極之間通上高壓電，製成陰極射線。1897年，約瑟夫·湯姆森做實驗證實，陰極射線是由帶負電的粒子組成，并稱之為電子。1887年德國物理學者海因里希·赫茲观察到光電效應Sears, Francis W., Mark W. Zemansky and Hugh D. Young (1983), University Physics, Sixth Edition, Addison-Wesley, pp.
耀变体
耀变体是一种密度极高的高变能量源，被假定为是处于寄主星系中央的超大质量黑洞。耀变体是目前已观测到的宇宙中最剧烈的天体活动现象之一，并已成为星系天文学的一个重要话题。 耀变体是众多活跃星系中的一种，也被称为活跃星系核（AGN）。不过，被称为耀变体的星体并非都完全相同，其仍可分为两种：第一种是高变类星体，也被称为光学剧变类星体（为类星体中的一类）；第二种为蝎虎座BL型天体。另外还有少量耀变体可能属于“过渡耀变体”类型，即兼具光学剧变类星体和蝎虎座BL型天体的某些特征。耀变体（blazar）这个词由天文学家埃德·施皮格尔于1978年创造，用以指称上述两类天体的集合。 耀变体是一种相对论性喷流（在大概方向上）指向地球的活跃星系核。因此，对其进行观测的我们通常处于喷流的“下游”。这也说明了这两种耀变体的高变性和高密度的特征。许多耀变体甚至在喷流的数个秒差距内出现超光速运动现象，这可能是由相对论性冲击波造成的。 此外，如引力透镜效应等替代模型则可解释少量与耀变体一般特征不符的观测结果。.
耀斑
閃焰是在太陽的盤面或邊緣觀測到的突發的閃光現象，它會釋放出高達6 × 1025焦耳的巨大能量（大約是太陽每秒鐘釋放總能量的六倍，或相當於160,000,000,000百萬噸TNT，超過舒梅克－李維九號彗星撞木星能量的25,000倍）。它們通常，但並非總是，伴隨著發生日冕大量拋射的事件。閃焰會從太陽日冕拋射出電子、離子、和原子的雲進入太空。通常，在事件發生後的一兩天，這些雲就可能會到達地球。這個名詞也適用在發生類似現象的恆星，但通常會使用「恆星閃焰」來稱呼。 閃焰會影響到太陽所有的大氣層（光球、色球和日冕）。當電漿物質被加熱至數千萬K的溫度時，電子、質子和更重的離子都會被加速至接近光速。它們產生電磁頻譜中所有波長的電磁輻射，從無線電波到伽瑪射線，然而絕大部分的能量都在視覺範圍之外，因此絕大碩的閃焰都是肉眼看不見的，必須要用特別的儀器觀測不同的頻率。閃焰發生在圍繞著太陽黑子的活動區，強烈的磁場從那兒穿透光球聯接日冕和太陽內部的磁場。 閃焰會突然（時間的尺度在幾分鐘至幾十分鐘）釋放儲藏在日冕中的磁場能量；日冕大量拋射（CME）也可以釋放出相等的能量，但是這兩者之間的關係尚不明確。 閃焰發射的X射線和紫外線輻射會影響地球的電離層，擾亂遠距離的無線電通訊。在分米波長的電波輻射會直接干擾雷達和使用這些波長的儀器和設備的操作。 對太陽閃焰的首度觀測是理查·卡靈頓和理查·霍奇森在1859年獨立完成的"", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v20, pp13+, 1859，在黑子群當中看見一個小範圍的明亮區域。觀察望遠鏡或衛星觀測到的恆星光度變化曲線，可以推斷其他恆星是否產生恆星閃焰。 太陽閃焰發的頻率隨著平均11年的活動週期，從太陽位於活躍期的一天數個，到寧靜期的一星期不到一個，有很大的變化（參見太陽週期）。大的閃焰出現的頻率遠低於小的閃焰。 根據NASA的觀測，在2012年7月23日，一個有著巨大和潛在破壞力的太陽超級風暴（閃焰、日冕大量拋射、和）與地球擦身而過。估計在2012年至2022年之間，有12%的機率會發生類似的事件.
陳建仁
陳建仁，（），生於臺灣高雄旗山，國際知名流行病學家，現任中華民國副總統（第14任，無黨籍）、國家年金改革委員會、人權委員會召集人。約翰·霍普金斯大學公共衛生學院流行病與人類遺傳學博士，並當選為中央研究院院士、世界科學院院士、美國國家科學院海外院士。婚後隨外省籍妻子羅鳳蘋成為天主教徒，聖名方濟各（Francis），並獲聖座冊封為聖大額我略教宗騎士團勳章爵士與耶路撒冷聖墓騎士。歷任國立臺灣大學公衛所所長、流行病學研究所創所所長、公衛學院院長；學而優則仕，入公門擔任行政院衛生署署長、國科會主委、中研院副院長等職。 2015年11月16日，無黨派的陳建仁請辭中研院副院長職位，宣布與民主進步黨主席蔡英文搭檔參選中華民國第14屆正副總統，並於2016年1月16日當選，成為中華民國首位天主教徒副總統，也是行憲後首位無黨籍副總統。.
GRB 970228
GRB 970228“GRB”表示这一天文事件是伽玛射线暴，数字（YYMMDD）表示发生于1997年2月28日。是天文学家第一个观测到余辉的伽玛射线暴。这次爆发持续了大约80秒，其光变曲线有多个极大值。它的光变曲线特性表明可能同时发生了一次超新星爆发。本次爆发的位置与一个81亿光年外的星系相符（红移值z.
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GRS 1915+105
GRS 1915+105或天鷹座V1487是由一顆正規恆星和黑洞組成的X射線聯星系，它於1992年8月15日被監視全天的Granat發現。"GRS"的標準名稱是"源自GRANAT"，"1915"是赤經（19時又15分），"105"是以0.1度為單位的赤緯（也就是赤緯是10.5度）。近紅外線的光譜也證實了此一觀測。這個聯星系統位於天鷹座，距離11,000秒差距。GRS 1915+105是銀河系內已知最重的黑洞，質量約在10至18太陽質量 。它也是微類星體，並且這顆黑洞展現每秒1,150次的高速自轉。.
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MAX IV
MAX IV 是一座借助同步辐射，研究粒子加速物理的瑞典国家实验室。实验室坐落于隆德，隶属于隆德大学，于2016年6月 开始运行，将于2026年全面完工。预计每年将会有3000来自世界各地的研究人员，在这里从事物理，化学，生物，医药和材料科学研究 。2009年4月27日，隆德大学，瑞典科学委员会，斯科讷地区，瑞典工业部创新发展局，Knut och Alice Wallenberg基金会和全国12所大学合资建设MAX四期。工程于2010年 在隆德东北破土动工，并于2016年6月21日竣工。 现在已经建成的实验室包括一个周长为528米的存储环，3GeV电子能量，面向硬X射线用户，另一个周长96米的存储环，1.5GeV电子能量 ，面向软X射线以及紫外线用户。一个线性电子加速器持续为两个存储环加注电子束，并同时为短频实验室提供加速和压缩的电子束。电 子束由直线加速器生成，加速并传送到存储环里，再由存储环的多频带宽消色差透镜，生成同步电子束，为各种科学实验所用。.
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SLAC國家加速器實驗室
SLAC國家加速器實驗室，原名斯坦福直線加速器中心 ，是美國能源部所屬的國家實驗室，在能源部的方案下由斯坦福大學指揮運作。主要的研究方向有運用電子束進行基本粒子物理的實驗及理論研究、原子物理、固態物理、使用同步輻射光源的化學、生物以及醫學研究 。.
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SPring-8
SPring-8（Super Photon ring-8 GeV，日文假名：スプリングエイト）是兵庫縣佐用町科學公園都市内的大型同步輻射設施。該設施將電子加速、貯存而產生放射光以應用於科學研究及醫療之領域。其名稱因其儲存電子之最大加速能量為8 GeV而來。目前為世界上儲存電子能量最高的第三代同步輻射設施。.
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X射線吸收光譜
X光吸收光譜（X-ray absorption spectroscopy，缩写：XAS）是目前廣泛應用於取得氣態、分子、及凝體（例如，固體）中，目標原子之區域（原子尺度）結構資訊及電子狀態的一種技術。.
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X射线
--（X-ray），又被称为爱克斯射线、艾克斯射线、伦琴射线或--，是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间（对应频率范围30 PHz到30EHz）的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线结晶学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。 X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。.
X射线天文学
X射线天文学是以天体的X射线辐射为主要研究手段的天文学分支。X射线天文学中常以电子伏特（eV）表示光子的能量，观测对象为0.1keV到100keV的X射线。其中又将0.1keV-10keV的X射线称为软X射线，10keV-100keV称为硬X射线。由于X射线属于电磁波谱的高能端，因此X射线天文学与伽玛射线天文学同称为高能天体物理学。 宇宙中辐射X射线的天体包括X射线双星、脉冲星、伽玛射线暴、超新星遗迹、活动星系核、太阳活动区，以及星系团周围的高温气体等等。由于地球大气层对于X射线是不透明的，只能在高空或者大气层以外观测天体的X射线辐射，因此空间天文卫星是X射线天文学的主要工具。.
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X射线晶体学
X射線晶體學是一門利用X射線來研究晶體中原子排列的學科。更準確地說，利用電子對X射線的散射作用，X射線晶體學可以獲得晶體中電子密度的分佈情況，再從中分析獲得关于原子位置和化学键的資訊，即晶體結構。 由于包括盐类、金属、矿物、半导体在内的许多物质都可以形成晶体，X射线晶体学已经是许多学科的基本技术。在前十年这项技术主要被用于测量原子大小、化学键的类型和键长，以及其他的许多物质，尤其是矿物和合金。X射线晶体学也揭示了许多生物分子的结构和功能，例如维生素、药物、蛋白质以及脱氧核糖核酸（DNA）。X射线晶体学如今仍然是从原子尺度研究物质结构的主要方法。.
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极紫外辐射
极紫外辐射（EUV）或高能紫外辐射是波长在124nm到10nm之间的电磁辐射，对应光子能量为10eV到124eV。自然界中，日冕会产生EUV。人工EUV可由等离子源和同步辐射源得到。主要用途包括光电子谱，对日EUV成像望远镜，光微影技術。 EUV是最易被空气吸收的谱段，因此其传输环境需高度真空。.
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核技术 (英文杂志)
《核技术（英文）》（Nuclear Science and Techniques，简称：NST）是中国科学院上海应用物理研究所主办的学术期刊，创刊于1990年。目前NST同时通过纸版和在线方式以月刊形式发行，主编马余刚院士。核技术（英文）期刊刊登核科学与技术领域的原创性论文和综述。最新学术方向为：新一代同步辐射技术及应用；低能加速器技术、射线技术及应用；核化学、放射化学、放射性药物和核医学；核电子学与仪器；核物理与交叉学科研究和核能科学与工程等。.
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木星的磁層
木星的磁層是太陽風在木星的磁場創造出來的空腔（太陽風的低密度空間），在朝向太陽的方向上延伸超過700萬公里，背向太陽的方向上則幾乎達到土星的軌道。木星的磁層是太陽系的行星磁層中最強大，也是體積最大的連續結構體（僅次于日球）。比起地球的磁層，木星的磁層更寬且更扁平，而且強了數個數量級，它的磁矩大約是地球的18,000倍。早在1950年代末期，無線電波的觀測就首先推測出木星磁場的存在，先鋒10號在1973年更直接測量到木星的磁場。 木星內部的磁場是由液態金屬氫構成的外核電流產生的。木星衛星，埃歐上的火山噴發，產生大量的二氧化硫氣體進入太空，在木星的附近形成巨大的氣體環，木星的磁場迫使這個環以與木星自轉相同的方向與相同的角速度旋轉。這些環攜帶了與電漿在一起的磁場，在過程中它被拉成煎餅狀的結構，稱為磁盤。結果是，木星的磁層是由埃歐的電漿和它自身的旋轉決定了形狀，而不像地球的磁層形狀是由太陽風造成的。磁層中強大的電流在木星的極區形成永駐的極光和強烈多變的無線電波，圍繞著木星的極軸，這意味著木星可以被視為非常微弱的電波脈衝星。木星的極光幾乎包括所有的電磁波頻譜，像是紅外線、可見光、紫外線和軟X射線。 木星的磁層有捕獲粒子並使粒子加速的作用，產生類似地球的范艾倫輻射帶，但強大了千萬倍輻射帶。高能粒子與木星巨大的衛星表面的交互作用，對它們的物理和化學性質有顯著的影響。這些相同的粒子也影響木星稀薄的行星環內的粒子。輻射帶的存在很明顯地會危害探測器和在太空旅行的人類。.
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星云
星雲（源自拉丁文的：nebulae或nebulæ，與ligature或nebulas，意思就是“雲”）是塵埃、氫氣、氦氣、和其他電離氣體聚集的星際雲。原本是天文學上通用的名詞，泛指任何天文上的擴散天體，包括在銀河系之外的星系（一些過去的用法依然留存著，例如仙女座星系依然使用愛德溫·哈伯發現它是星系之前的名稱，被稱為仙女座星雲）。星雲通常也是恆星形成的區域，例如鷹星雲，這個星雲刻畫出NASA最著名的影像，即創生之柱。在這個區域形成的氣體、塵埃和其他材料擠在一起，聚集了巨大的質量，這吸引了更多的質量，最後大到足以形成恆星。據了解，剩餘的材料還可以形成行星和行星系的其它天體。.
扬·奥尔特
扬-亨德里克·奥尔特（Jan Hendrik Oort，），荷兰天文学家，在銀河系結構和动力学、射电天文学方面做出了许多重要的贡献。.
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曲率辐射
曲率辐射是相对论性的带电粒子在强磁场中沿着弯曲的磁力线运动所产生的辐射。由于相对论效应，曲率辐射集中在沿运动方向角度很小的錐體裡。 电子发生曲率辐射的辐射谱与同步辐射类似。基频为 其中ρ为电子运动的曲率半径。峰频为： 在低频端，辐射谱功率随频率增加而增加，正比于频率的1/3次方，即P_\nu\propto(\nu/\nu_c)^，并且与电子的能量无关。在高频端，辐射谱功率随频率指数下降。 Category:电动力学.
晶体学
晶体学，又称结晶学，是一门以确定固体中原子（或离子）排列方式为目的的实验科学。“晶体学”（crystallography）一词原先仅指对各种晶体性质的研究，但随着人们对物质在微观尺度上认识的加深，其词义已大大扩充。 在X射线衍射晶体学提出之前（介绍见下文），人们对晶体的研究主要集中于晶体的点阵几何上，包括测量各晶面相对于理论参考坐标系（晶体坐标轴）的夹角，以及建立晶体点阵的对称关系等等。夹角的测量用测角仪完成。每个晶面在三维空间中的位置用它们在一个立体球面坐标“网”上的投影点（一般称为投影“极”）表示。坐标网的又根据不同取法分为Wolff网和Lambert网。将一个晶体的各个晶面对应的极点在坐标网上画出，并标出晶面相应的密勒指数，最终便可确定晶体的对称性关系。 现代晶体学研究主要通过分析晶体对各种电磁波束或粒子束的衍射图像来进行。辐射源除了最常用的X射线外，还包括电子束和中子束（根据德布罗意理论，这些基本粒子都具有波动性，参见条目波粒二象性），可以表现出和光波类似的性质）。晶体学家直接用辐射源的名字命名各种标定方法，如X射线衍射（常用英文缩写XRD），中子衍射和电子衍射。 以上三种辐射源与晶体学试样的作用方式有很大区别：X射线主要被原子（或离子）的最外层价电子所散射；电子由于带负电，会与包括原子核和核外电子在内的整个空间电荷分布场发生相互作用；中子不带电且质量较大，主要在与原子核发生碰撞时（碰撞的概率非常低）受到来自原子核的作用力；与此同时，由于中子自身的自旋磁矩不为零，它还会与原子（或离子）磁场相互作用。这三种不同的作用方式适应晶体学中不同方面的研究。.
21公分線
21厘米線，又被稱為氫線，21厘米輻射（hydrogen line, 21 centimeter line or HI line）是指由中性氫原子因為能階變化而產生的電磁波譜線。頻率是1420.40575177 MHz，相當於在太空中波長 21.10611405413 公分。在電磁波譜上的位置是微波。 這個波長的輻射經常在射电天文學上被應用，尤其無線電波可以穿過對可見光是不透明的星際雲等巨大星際介質區域。 21公分波來自於1s基態氫原子的兩個超精細結構之間。兩個超精細結構能階的能量不同，而量子的頻率則是由普朗克關係式決定。.
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