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90 关系: 叠加原理，參宿七，壁宿二，夏尔·法布里，大光學反射鏡列表，室女座干涉儀，宇宙微波背景，宇宙微波背景輻射陣列，宇宙距离尺度，巨米波電波望遠鏡，帝座，干涉，干涉測量術，度角尺度干涉儀，亨德里克·洛伦兹，互补原理，事件視界望遠鏡，伽利略探針，德拜-沃勒因子，來自新世界，分光鏡，冠蓝鸦，凝聚态物理学，內階一，光，光学，光學望遠鏡，光學望遠鏡列表，光弹性，光程，光腔衰荡光谱，噪声 (视频)，B-Z反应，破坏性干涉，秀爾演算法，精細導星感測器，紅外光學望遠鏡陣列，纵模，经典力学，结构因子，罰一，猶太人諾貝爾獎得主列表，电子，电磁辐射，牛頓環，相干长度，相干性，相量，菲涅耳方程，衍射，... 扩展索引 (40 更多) »
叠加原理
在物理学与系统理论中，叠加原理（superposition principle），也叫叠加性质（superposition property），说对任何线性系统“在给定地点与时间，由两个或多个刺激产生的合成反应是由每个刺激单独产生的反应之代数和。” 从而如果输入 A 产生反应 X，输入 B 产生 Y，则输入 A+B 产生反应 (X+Y)。 用数学的话讲，对所有线性系统 F(x).
參宿七
參宿七（Rigel A），在拜耳命名法中稱為獵戶座β（β Ori, β Orionis），是獵戶座中最亮的恆星，並且是全天第7亮星，它的視星等為0.12等。從地球上觀察，這是個三合星的系統，主星為參宿七A（Rigel A），是顆絕對星等 -7.84等的超巨星，亮度為太陽的130,000倍，是顆有固定週期的天鵝座α型變星。以小型望遠鏡就可以看見的參宿七B，本身就是光譜聯星，由兩顆光譜類型為B9的藍白色恆星組成。 雖然在拜耳命名法為β星，但它始終比獵戶座α（參宿四）明亮。從1943年以來，它的光譜就被當成其它恆星光譜分類的校準光譜之一。.
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壁宿二
壁宿二（Alpha And / α And / α Andromedae）在英文的固有名稱是 Alpheratz和Sirrah（與Sirah的拼法相通），是在仙女座中最亮的一顆恆星，位置緊鄰在飛馬座的東北部，是構成飛馬四邊形的恆星之一。做為一顆與飛馬座相連接的恆星，它也曾經被稱為飛馬座δ，但這個名稱現在已經不再使用了。另一顆有雙重名稱的恆星是金牛座β ，The Internet Encyclopedia of Science, David Darling.
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夏尔·法布里
夏尔·法布里，（Maurice Paul Auguste Charles Fabry，，），法國科學家。.
大光學反射鏡列表
大光學反射鏡列表將主鏡口徑超過1.8米的反射鏡依照口徑排序：光學的直徑決定反射望遠鏡集光力的光學設計和解像力。 反射鏡本身可以大於口徑，並且新的望遠鏡可以利用孔徑合成成為干涉儀。望遠鏡被設計成光學天文干涉儀的有凱克I和凱克II組合成的凱克干涉儀（合成孔徑85米），雖然能觀測的範圍很窄，但有著非常高的解像力。將兩個反射鏡安放在一個架台上，就結合成特別的大雙筒望遠鏡可以使用更大的孔徑合成（合成孔徑22.8米）。 最大的望遠鏡不一定就是最好的望遠鏡，這要看光學的集光系統應用在測量上的績效。以太空為基地的望遠鏡，像是哈伯太空望遠鏡，利用在地球大氣層上方可以達到更高的解析度，也可以更長時間的曝光收集更多的光量。.
室女座干涉儀
室女座干涉儀（Virgo interferometer）是探測重力波的一個大型干涉儀，位於義大利比薩附近。室女座干涉儀是一個隔離外部干擾迈克耳孙干涉仪：它的反射鏡和儀器被懸掛，和激光束被在真空中運作。室女座干涉儀主要部分是兩個互相垂直的長臂，長度皆為3公里。 室女座干涉儀由五個國家实验室的科学合作组织所組成：法國和義大利、荷蘭、波蘭與匈牙利。其他類似的干涉儀包含雷射干涉重力波天文台（LIGO）。自2007年以來，雷射干涉重力波天文台和室女座干涉儀共享並共同分析偵測到的數據，並共同發表研究結果。這種合作是必要的：巨大的干涉探測器是不定向的（它們探測了整個天空），它們正在尋找哪些微弱的，很少發生的，並且埋沒于各種來源的儀器噪声的信號。因此，只有在多個儀器同時檢測的引力波才允許科學家聲稱得到一個發現，并且收集有關引力波信號的源的信息。 室女座干涉儀名稱來自室女座星系團，它大約包含1,500個星系，距離地球約5,000萬光年，是離地球最近的大型星系團，並且擁有雙星系統、中子星、黑洞、超新星等等有意思的可能波源，因此觀測到重力波的機會較高。 2016年初，室女座干涉儀逐漸升級，完成後將與雷射干涉重力波天文台共同合作。先進雷射干涉重力波天文台自2015年9月後就開始運作。 LIGO的執行董事David Reitze於2016年2月11日宣布於2015年9月首次觀測到GW150914重力波成果。.
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。.
宇宙微波背景輻射陣列
宇宙微波背景輻射陣列（Array for Microwave Background Anisotropy, AMiBA），又稱為李遠哲陣列（Yuan-Tseh Lee Array for Microwave Background Anisotropy, YTLA），是用來觀測宇宙微波背景辐射和星系團苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应的電波望遠鏡。位於夏威夷冒纳罗亚火山，海拔3396公尺。 AMiBA 目前有 13 個干涉儀安裝在其六角型平台上。觀測波長是 3 mm (86–102 GHz)，於2006年10月建設完成。7 個偵測苏尼亚耶夫-泽尔多维奇效应的組件於2007年開始進行觀測，2010年組件增加至 13 個。AMiBA 計畫由中央研究院天文及天文物理研究所、國立臺灣大學、澳洲天文台以及其他大學合作進行。.
宇宙距离尺度
宇宙距離尺度（cosmic distance ladder；亦作銀河系外距離尺度，Extragalactic Distance Scale）是天文學家決定天體距離的一系列方法。要對一個天體進行真正「直接」的距離測量，只有在天體與地球之間夠近的情況下才能做到（距離為1000秒差距）。測量距離更遙遠天體距離的技術是奠基在各種已經用近距離天體測量法校正過其相關性的方法。這幾種方法依賴標準燭光，這是一些光度已知的天體。 出現階梯的類比是因為沒有一種方法或技術可以測量天文學的範圍所遇到的所有距離尺度。相反的，一種方法可以用來測量近距離天體的距離，另一種方法可以測量鄰近的中等距離天體，依此類推。每個階梯的梯級提供的資訊，可以用來確定更高的下一個階梯的梯級。.
巨米波電波望遠鏡
巨米波電波望遠鏡（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT），位於印度鄰近浦那，是一個米波長的電波望遠鏡陣列。它由國家電波天文物理中心操作，部分由孟買的塔塔基礎研究所運作。在它建造的時候，是世界上最大的干涉儀陣列,。.
帝座
帝座（Alpha Herculis）也稱為武仙座α星，佛蘭斯蒂德命名法則稱該星為64 Herculis。帝座是由α1與α2這2個系統所組成的，α1是一顆的紅亮巨星或紅超巨星，而α2則是個雙星系統，由一顆黃巨星與一顆黃白矮星所構成。.
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干涉
干涉可以指：.
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干涉測量術
干涉测量术（Interferometry）是通过由波的叠加（通常为电磁波）引起的干涉现象来获取信息的技术。这项技术对于天文学、光纤、工程计量、光学计量、海洋学、地震学、光谱学及其在化学中的应用、量子力学、核物理学、粒子物理学、 等离子体物理学、遥感、、表面轮廓分析、微流控、应力与应变的测量、测速以及验光等领域的研究都非常重要。 干涉仪广泛应用于科学研究和工业生产中对微小位移、折射率以及表面平整度的测量。在干涉仪中，从单个光源发出的光会分为两束，经不同，最终交汇产生干涉。所产生的干涉图纹能够反映两束光的光程差。在科学分析中，干涉仪用于测量长度以及光学元件的形状，精度能到纳米级。它们是现有精度最高的长度测量仪器。在傅里叶变换光谱学中，干涉仪用于分析包含与物质相互作用发生吸收或散射信息的光。由两个及以上的望远镜组成，它们的信号汇合在一起，结果的分辨率与直径为元件间最大间距的望远镜的相同。.
度角尺度干涉儀
度角尺度干涉儀 (Degree Angular Scale Interferometer，DASI)是位於南極的一座天文望遠鏡。這個干涉儀擁有13個透鏡波紋喇叭（lensed corrugated horn），操作頻率在26 and 36 GHz之間共分為十個頻帶。這儀器的設計與宇宙背景成像儀（Cosmic Background Imager）與極小陣列類似。2002年，DASI團隊首先宣佈發現宇宙微波背景的偏振各向異性。.
亨德里克·洛伦兹
亨德里克·安东·洛伦兹（Hendrik Antoon Lorentz，），荷兰物理学家，曾与彼得·塞曼共同获得1902年诺贝尔物理学奖，并於1881年当选荷蘭皇家藝術與科學學院院士，同时还曾担任多国科学院外籍院士。 洛伦兹以其在电磁学与光学领域的研究工作闻名于世。他通过连续电磁场以及物质中离散电子等概念得到了经典电子理论。这一理论可以在许多问题中派上用场：比如电磁场对运动的带电粒子的作用力（洛伦兹力）、介质的折射率与其密度的关系（洛伦兹-洛伦茨方程）、光色散理论、对于一些磁学现象的解释（比如塞曼效应）以及金属的部分性质。在电子理论的基础上，他还发展了运动介质中的电动力学，其中包括提出了物体在其运动方向上会发生长度收缩的假说（洛伦兹-斐兹杰惹收缩）、引入了“局部时”的概念、获得了质量与速度之间的关系并构造了表述不同惯性系间坐标和时间关系的方程组（洛伦兹变换）。洛伦兹的研究工作后来成为狭义相对论与量子物理的基础。此外，洛伦兹在热力学、分子运动论、广义相对论以及热辐射理论等方面也有建树。.
互补原理
在量子力學裏，互補原理（complementarity principle）是尼爾斯·玻爾於1927年提出的一個基礎原理，是哥本哈根詮釋的角石。在不同學術領域，互補原理常被用來解釋迥然不同的現象，對於這些用法，互補原理蘊含的意義大不相同，所根據的操作機制也完全不同。 概念而言，微觀物體具有波动性或粒子性，有時會表現出波動性，有時會表現出粒子性。波動性指的是波動所具有的波長與頻率意味著它在空間方面與時間方面都具有延伸性。粒子性指的是粒子總是可以被觀測到其在某時間與某空間的明確位置與動量的性質。 當描述微觀物體的量子行為時，必須同時思考其波動性與粒子性。互補原理闡明，不能用單獨一種概念來完備地描述整體量子现象，為了完備地描述整體量子现象，必須將分別描述波動性、粒子性的概念都囊括在內。這兩種概念可以視為同一個硬幣的兩面。按照玻爾的說法，微觀物體的波動性與粒子性互補。 理論而言，根據位置-動量不確定性原理，在描述微觀物體的量子行為時，位置的不確定性越小，則動量的不確定性越大；反之亦然。類似地，根據能量-時間不確定性原理，能量的不確定性越小，則測量時間的不確定性越大；反之亦然。在這裏，互補原理指的是量子力學所給出的信息，對於任何一對不相容可觀察量，由於不確定性原理，其中一個可觀察量的不確定性越小，則另一個可觀察量的不確定性越大，反之亦然。這一對不相容可觀察量互補。玻爾主張，因為不確定性原理，位置與動量互補，能量與測量時間互補。 從實驗方面來說，再精緻的設計，也只能演示出一部份量子現象，無法演示出全部量子現象。舉例而言，在量子擦除實驗裏，路徑信息透露粒子經過的是哪條路徑，而干涉圖樣顯露波動相互干涉所形成的圖樣，觀測到越多路徑信息，則干涉圖樣的可視性越低；反之亦然。單獨一種實驗無法同時完整地觀測到這兩種現象，需要用兩種不同的實驗設置才能完整地觀測到這兩種現象。因此可以推論，整個實驗與觀測結果密切相關，只有在實驗的框架內，物體被觀測的性質才具有意義，才能夠被確切決定。對於量子擦除實驗，玻爾會說，路徑信息與干涉圖樣互補。.
事件視界望遠鏡
事件視界望遠鏡（Event Horizon Telescope, EHT）是一個以觀測星系中央超大質量黑洞為主要目標的計畫。該計劃以甚長基線干涉技術（VLBI）結合世界各地的電波望遠鏡，使許多相隔數十萬公里的獨立天線能互相協調、同時觀測同一目標並記錄下數據，形成一口徑等效於地球直徑的虛擬望遠鏡，將望遠鏡的角解析力提升至足以觀測事件視界尺度結構的程度。EHT期望藉此檢驗愛因斯坦廣義相對論在黑洞附近的強重力場下是否會產生偏差、研究黑洞的吸積盤及噴流、探討事件視界存在與否，並發展基本黑洞物理學。 EHT的觀測目標主要為位於南半天球、銀河系中央的超大質量黑洞人馬座A*以及位於北天球的橢圓星系M87星系中央的超大質量黑洞。其中人馬座A*在地球天空中佔的盤面較大，而Ｍ87的黑洞則以擁有一道長達5,000光年的噴流為著名特色。為了看透銀河盤面及圍繞在黑洞周圍的物質，EHT將觀測波長設定於1.33毫米，並預計於未來提升至能更精細觀測的0.87毫米。由於連線觀測產生的數據量將大到無法使用網際網路傳輸，各觀測台會於觀測後將儲滿數據的硬碟郵寄至美國馬薩諸塞州的海斯塔克天文台，交由超級電腦運算，並合成單一影像。根據電腦模擬，環繞黑洞的物質發出的光將被黑洞自身質量產生的重力透鏡效應彎曲，在黑洞周圍形成一光環，而光環中央襯托出的圓形剪影便是黑洞的輪廓，也就是事件視界。 2012年，天文學家於美國亞利桑那州首次正式舉辦EHT會議，確立計畫的科學目標、技術計畫和組織架構等。觀測則始於更早的2006年，當時已有三座望遠鏡使用VLBI技術進行連線觀測。多年下來，EHT逐漸從一個鬆散、資金不足的團隊，成長為30多所來自12個國家的大學、天文觀測站等研究單位與政府機構參與的國際合作組織。EHT於2017年4月首次進行為期十天的全球連線觀測，觀測目標為人馬座A*。此次觀測也第一次納入位於智利的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（ALMA）、南極點的南極望遠鏡等成員。其中ALMA為一關鍵成員，它的加入將EHT的靈敏度提高了十倍。天文學家希望於此次觀測中攝得第一張黑洞剪影的影像。觀測結果預計於2017年底至2018年公布。.
伽利略探針
伽利略探針是由伽利略號攜帶前往木星，進入大氣層的的主要探測儀器。它直接進入木星的大氣層，並從這顆行星傳送回資料。這個重的探測器是由休斯飛機公司在加利福尼亞州的埃爾塞貢多製造，直徑大約。探針的科學儀器在隔熱罩內，以避免在每秒的高速下降時，能免受旅程中極端的高溫和高壓。 探針在抵達木星之前五個月，於1995年7月從伽利略號的軌道器釋出，並在沒有剎車的減速下，直接進入木星的大氣層。探針在兩分鐘內從其抵達時的每秒約47公里的高速降到次音速的速度。 當時，這是迄今為止最困難的進入大氣層嘗試，探針必須承受230g，而重152公斤的隔熱罩佔了探針總重量的一半，在進入時燒蝕了80公斤。NASA建立了一個特殊的實驗室，巨行星裝置，來模擬熱負荷。這類似於結合洲際彈道飛彈的彈頭重返大氣的熱傳輸經驗和熱核火球的輻射加熱。然後，它張開它的降落傘，拋棄它的隔熱罩，進入木星的內部。 當探針在木星大氣層的頂層內下降了，收集了58分鐘當地的天氣資料。當環境的壓力超過23標準大氣壓，和溫度達到，它停止發送訊號。資料被聳到在上方的軌道器，然後傳送回地球。2個L頻道，每個每秒可以傳送128位元相同的科學資料串流到軌道器。探針所有的電子儀器都使用LiSO2電池，抵達木星時的額定輸出功率約580瓦，提供21安培小時的輸出 進入木星大氣層的探針包含六種儀器.
德拜-沃勒因子
德拜-沃勒因子（Debye–Waller factor，DWF），得名于彼得·德拜和，在凝聚态物理学中描述的是X射线衍射中由热运动引起的；又被称作B因子或者温度因子。是德拜-沃勒因子在相干和穆斯堡尔谱学中的一个推广。 在散射实验中，对于散射矢量 \mathbf，\text(\mathbf) 给出的是的比例；1 - \text(\mathbf) 则是非弹性散射的比例。（严格来讲，这种概率诠释不是非常准确。）布拉格衍射实验中，弹性散射是出现布拉格峰的原因；而非弹性散射产生的是宽广的背景噪声，除非分析对象是散射粒子的能量（例如或是电子能量损失谱），否则均被视为干扰。因此在一般的衍射实验中，只有弹性散射是有效信息。这也使得德拜-沃勒因子的计算在衍射实验中具有重要的意义。.
來自新世界
《來自新世界》（新世界より、From The New World）是日本作家貴志祐介撰寫的長篇科幻小說。單行本由講談社於2008年1月出版，之後亦由同社發行新書版和文庫版。改編小說的同名電視動畫於2012年9月28日至2013年3月22日期間播放。 以千年後人類能掌握念動力的世界觀所創作，獲得2008年第29回日本SF大賞受賞作品。並於《小說現代》2011年8月号連載前傳《新世界元年》（新世界ゼロ年）。於《別冊少年Magazine》2012年6月號連載改編漫畫版，至2014年7月號完結，電視動畫從2012年9月28日開始至2013年3月22日結束。在讀賣新聞社主辦的SUGOI JAPAN Award 2015「最想向海外介紹的日本流行文化」評選中獲得娛樂小說部門第2名。。 本書標題靈感來源是在故事中每到黃昏，各建築物都會廣播改編自《新世界交響曲》第二樂章的，提喚人民或兒童趕快回家，避免被危險生物襲擊。也有可能出於本編世界觀相似的《美麗新世界》。.
分光鏡
分光鏡為一光學儀器，可以將一束光線分成兩束，是多數干涉儀的重要組件。.
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冠蓝鸦
冠蓝鸦（学名：Cyanocitta cristata），又名蓝松鸦、藍樫鳥，是雀形目鸦科冠蓝鸦属的鸟类，原产於北美洲，主要分布於美国落基山脉以东、圣皮埃尔和密克隆群岛和加拿大南部，属於新北界松鸦，与其他的鸦科亲缘关系较远，而在北美洲松鸦中，只有冠蓝鸦和暗冠蓝鸦有顶冠。它们适应性强，好奇好斗，聪明顽皮，杂食性，在几十年中已被引入多个新栖息地。冠蓝鸦的外表非常引人注目，这就有利於人们发现它们，观察它们迷人的外表和姿态。 种加词cristata为拉丁语，意为“有顶冠的”，属名Cyanocitta来自希腊语，由cyanos（κυανοϛ）和citta（κίττα）两部分组成，两者的意思分别为“蓝色的”和“鸟”。.
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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‘--’。”.
內階一
內階一（Omicron UMa，ο Ursae Majoris, ο UMa）是在北天拱極星座大熊座內的一個恆星系統。它的視星等為+3.35。這顆恆星的傳統名稱是Muscida，與光學雙星，內階增七（大熊座π2）與內階增九（大熊座π1）共用這個名字。.
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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”。.
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光学
光學（Optics），是物理學的分支，主要是研究光的現象、性質與應用，包括光與物質之間的相互作用、光學儀器的製作。光學通常研究紅外線、紫外線及可見光的物理行為。因為光是電磁波，其它形式的電磁輻射，例如X射線、微波、電磁輻射及無線電波等等也具有類似光的特性。英文術語「optics」源自古希臘字「ὀπτική」，意為名詞「看見」、「視見」。 大多數常見的光學現象都可以用古典電动力學理論來說明。但是，通常這全套理論很難實際應用，必需先假定簡單模型。幾何光學的模型最為容易使用。它試圖將光當作射線（光線），能夠直線移動，並且在遇到不同介質時會改變方向；它能夠解釋像直線傳播、反射、折射等等很多光線現象。物理光學的模型比較精密，它把光當作是傳播於介質的波動（光波）。除了反射、折射以外，它還能夠以波性質來解釋向前傳播、干涉、偏振等等光學現象。幾何光學不能解釋這些比較複雜的光學現象。在歷史上，光的射線模形首先被發展完善，然後才是光的波動模形.
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光學望遠鏡
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。.
光學望遠鏡列表
數百個更多的天文台（許多是光學的）列在下面的網頁：.
光弹性
光弹性（Photoelasticity）是某些透明材料（主要是塑料、玻璃、环氧树脂等非晶体）在承受载荷出现应变的状态下由各向同性变成各向异性并展现出对光的双折射的现象。基于这种材料性质发展出的描绘物体应力应变分布的试验物理学方法称为光测弹性学。相比于应力-应变的分析学方法（数学方法）的局限，光弹性法对于描绘复杂几何结构以及复杂载荷下的物体的应力应变尤其有效，即使对于材料的突然断裂处也能够给出相对准确的应力分布图像，是用于检测临界应力点和应力集中的重要方法。.
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光程
光程（英语：Optical path length）是指在均匀介质中，光行径的几何路径的长度 s 与光在该介质中的折射率 n 的乘积，用 Δ 表示，即： 两条光线光程的差值叫做光程差。光程的重要性在于确定光的相位，相位决定光的干涉和衍射行为。.
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光腔衰荡光谱
光腔衰荡光谱（Cavity ring-down spectroscopy，CRDS）（也称腔振铃吸收光谱，共振腔环路衰减光谱）是一种非常灵敏的光谱学方法。它可用来探测样品的绝对的光学消光，包括光的散射和吸收。它已经被广泛地应用于探测气态样品在特定波长的吸收，并可以在万亿分率的水平上确定样品的摩尔分数。这种方法也被称作激光光腔衰荡吸收光谱（Cavity ring-down laser absorption spectroscopy, CRLAS）。 一台典型的光腔衰荡光谱装置包含了一个用于照亮高精细度光学谐振腔的激光光源，和构成谐振腔的两面高反射率反射镜。当激光和谐振腔的模式共振时，腔内光强会因相长干涉迅速增强。之后激光被迅速切断，以探测从腔中逸出光强的指数衰减。在衰减中，光在反射镜间被来回反射了成千上万次，由此带来了几到几十公里的有效吸收光程。 如果吸光物质被放置在谐振腔内，则腔内光子的平均寿命会因被吸收而减少。一套光强衰荡光谱装置测量的是，光强衰减为之前强度的 1/e 所需要的时间，这个时间被称为“衰荡时间”可以被用来计算腔内吸光物质的浓度。.
噪声 (视频)
在模拟视频和电视领域，雜訊（Noise）是指当电视机或其他显示设备的天线接收器在没有获得信号时，因白噪声所产生的随机的像素点图案。这些随机图案以闪烁的点状或雪花状叠加在画面上，它是因雜訊以及天线意外拾取的辐射电磁噪声所导致。这种现象最常见于 類比電視和空白的VHS磁带。 许多电磁雜訊源导致了这种特征性的显示模式。大气中的噪声源非常普遍，包括宇宙微波背景辐射造成的电磁信号，以及附近的电子设备造成的本地无线电噪声。 显示设备本身也是雜訊源之一，比如其内部的电子元件导致的。大多数噪声来自天线附属的首个晶体管。 英国观众在信号消失后常看到黑画面上的白雪花，而非白画面上的黑点，技术上的原因是旧的英国发送塔在加拿大、美国以及（目前的）英国使用正极而非负极视频调制。 由于数字电视集成的电子电路的算法，以及其屏幕的固有量化，在数字电视上看到的“雪花”不会那么随机。大多数现代的电视会自动切换到蓝屏，或在屏幕保持静态一段时间后转入待机状态。.
B-Z反应
B-Z反应（Belousov-Zhabotinsky反应），也称BZ反应、B-Z振荡反应（BZR），是一类著名的化学振荡反应，也是非平衡热力学的经典例子。它有很多版本，其中最常见的反应是铈作催化剂时，丙二酸在稀硫酸水溶液中被溴酸盐氧化的反应，方程式如下： 2H^++3CH_2(COOH)_2+2BrO_3^- \rightarrow 2BrCH(COOH)_2+3CO_2+4H_2O\,.
破坏性干涉
#重定向 干涉 (物理学).
秀爾演算法
演算法（Shor算法），以數學家彼得·秀爾命名，是一個在1994年發現的，針對整數分解這題目的的量子演算法（在量子計算機上面運作的演算法）。比較不正式的說，它解決題目如下：給定一個整數N，找出他的質因數。 在一個量子計算機上面，要分解整數N，秀爾演算法的運作需要多項式時間（時間是log N的某個多項式這麼長，log N在這裡的意義是輸入的檔案長度）。更精確的說，這個演算法花費的時間，展示出質因數分解問題可以使用量子計算機以多項式時間解出，因此在複雜度類BQP裡面。這比起傳統已知最快的因數分解演算法，普通數域篩選法，其花費次指數時間 -- 大約，還要快了一個指數的差異。 秀爾演算法非常重要，因為它代表使用量子計算機的話，我們可以用來破解已被廣泛使用的公開密鑰加密方法，也就是RSA加密演算法。RSA演算法的基礎在於假設了我們不能很有效率的分解一個已知的整數。就目前所知，這假設對傳統的（也就是非量子）電腦為真；沒有已知傳統的演算法可以在多項式時間內解決這個問題。然而，秀爾演算法展示了因數分解這問題在量子計算機上可以很有效率的解決，所以一個足夠大的量子計算機可以破解RSA。這對於建立量子計算機和研究新的量子計算機演算法，是一個非常大的動力。 在2001年，IBM的一個小組展示了秀爾演算法的實例，使用NMR實驗的量子計算機，以及7個量子位元，將15分解成3×5。.
精細導星感測器
精細導星感測器（FGS, Fine Guidance Sensor）是安裝在哈伯太空望遠鏡上的干涉儀，能提供高精密度的指向訊號，輸入作為觀測時的姿態控制系統。 詹姆斯韋伯太空望遠鏡（JWST）也將安裝精細導星感測器，但將會採用不同的技術方法。 在一些特別的專案中，例如天體測量學，精細導星感測器也能作為科學儀器。.
紅外光學望遠鏡陣列
紅外光學望遠鏡陣列 (Infrared Optical Telescope Array，IOTA)在1988年開始建立，共有五個單位參加：史密松物理天文台、哈佛大學、马萨诸塞大学、懷俄明大學和麻省理工學院的林肯實驗室，以天體物理學的觀測為目的，先建立兩架望遠鏡作為干涉儀作為儀器的原型，然後以更完善的技術發展更大型、更有威力的陣列。整個1993和1994年都在進行場地的建設，在1993年12月，將第一個干涉儀設置在弗雷德·勞倫斯·惠普爾天文台。 在2000年，第三架望遠鏡上線，完成了閉合相位的觀測準備，首度在IOTA上執行綜合孔徑成像。這個陣列在2006年夏天除役，並且已經拆除。.
纵模
光学谐振腔的纵模是一种由谐振腔边界条件所限定的特定的驻波模式。 腔的模式对应于沿腔轴向传播的经由腔的反射表面多次反射之后形成相长干涉的波的波长。其余的波长则因相消干涉而抑制。腔模中，纵模的波节沿着腔的轴向分布。对应的，横模的波节垂直于腔轴方向分布。.
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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。.
结构因子
在凝聚态物理学和晶体学中，静态结构因子（或简称结构因子）是一种描述材料如何散射入射波的数学表示形式。结构因子在描述X射线、电子衍射和中子衍射实验获得的干涉图样时特别有用。 结构因子的测量不需要分辨散射的光子、电子或中子的能量。而能量分辨的测量可以得出。.
罰一
罰一 (天蝎座18) 是一顆距離地球 的孤獨恆星，他的位置在天蝎座北方的邊界處。他的視星等是5.5I，它有足夠的亮度可以在城市以外的地區以肉眼直接看見。 罰一有許多物理上的屬性與太陽相似。Cayrel de Strobel (1996) 在她審視恆星時將它列入類似太陽的恆星，並且Porto de Mello和da Silva (1997) 確定它為孿生太陽。因此，有些科學家相信在其附近有生命存在的前景看好。然而，迄今尚未發現這顆恆星有行星環繞著。.
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猶太人諾貝爾獎得主列表
諾貝爾獎（Nobelpriset，Nobelprisen），是一年頒發一次的國際獎項，其中文學、物理學、化學、生理學或醫學及和平等5個獎項於1901年首次頒發，經濟學獎則於1969年起頒發" (2007), in Encyclopædia Britannica, accessed 14 November 2007, from Encyclopædia Britannica Online: 。諾貝爾獎至今已頒給800多人，其中至少有20％是以色列或者以色列移民。 首位得到諾貝爾獎的猶太人或持有以色列国籍的是阿道夫·冯·拜尔，因成功分析出吲哚的結構而於1905年獲頒化學獎。2011年中，除了文學獎、和平獎及經濟學獎外，其他獎均有猶太人獲獎。其中，丹·谢赫特曼獲得化學獎，拉尔夫·斯坦曼及布鲁斯·博伊特勒獲生物或醫學獎，至於物理學獎則由索尔·珀尔马特、亚当·里斯連同非猶太人的布萊恩·施密特共同獲得。 一些猶太得主，如埃利·維瑟爾（1986年收到和平獎），凯尔泰斯·伊姆雷（2002年收到文學獎）是大屠殺的倖存者, Associated Press, January 16, 2006.
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。.
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电磁辐射
電磁辐射，又稱電磁波，是由同相振盪且互相垂直的電場與磁場在空間中以波的形式傳遞能量和動量，其傳播方向垂直於電場與磁場構成的平面。 電磁輻射的載體為光子，不需要依靠介質傳播，在真空中的傳播速度为光速。電磁輻射可按照頻率分類，從低頻率到高頻率，主要包括無線電波、微波、紅外線、可見光、紫外線、X射線和伽馬射線。人眼可接收到的電磁輻射，波長大約在380至780nm之間，稱為可見光。只要是本身溫度大於絕對零度的物體，除了暗物質以外，都可以發射電磁輻射，而世界上並不存在温度等於或低於絕對零度的物體，因此，人們周邊所有的物體時刻都在進行電磁輻射。儘管如此，只有處於可見光频域以内的電磁波，才可以被人們肉眼看到，對於不同的生物，各種電磁波頻段的感知能力也有所不同。.
牛頓環
在光學上，牛頓環（英语：Newton's rings），也叫做牛顿圈，是一個等厚薄膜干涉現象。將一塊平凸透鏡凸面朝下放在一塊平面透鏡上，將單色光直射向凸鏡的平面，可以觀察到一個個明暗相間的圓環條紋。若使用白光，則可以觀察到彩虹狀的圓環彩色條紋。第一個對此現象進行分析的人是英國物理學家艾薩克·牛頓爵士，因而命名為牛頓環。 牛顿环现象是由平凸透镜下凸面和平面透镜的上平面（即两透镜间的空气薄膜的上下表面）所分别反射的光线产生干涉的结果。光线进入平凸透镜到达凸面进入空气时，一部分在该界面发生反射，另一部分透射后在下方的平面透镜发生反射，并与前一束后一次反射是在空气（光疏介质）—玻璃（光密介质）界面上发生的，反射光发生半波损失而与入射光反相。.
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相干长度
在物理学中，相干长度表示的是相干波（例如电磁波）保持一定的进行传播的距离。当相互干涉的波的路径之间的差距小于相干长度时，干涉现象明显。波的干涉长度越长，越接近完美的正弦波。相干长度在全息摄影与通信工程领域是一个重要的概念。 本条目主要讨论的是经典电磁场中的相干现象。量子力学中波函数的量子相干长度是经典相干长度在数学意义上的类比概念。.
相干性
在物理學裏，相干性（coherence）指的是，為了產生顯著的干涉現象，波所需具備的性質。更廣義地說，相干性描述波與自己、波與其它波之間對於某種內秉物理量的相關性質。 當兩個波彼此相互干涉時，因為相位的差異，會造成相长干涉或相消干涉。假若兩個正弦波的相位差為常數，則這兩個波的頻率必定相同，稱這兩個波「完全相干」。兩個「完全不相干」的波，例如白炽灯或太陽所發射出的光波，由於產生的干涉圖樣不穩定，無法被明顯地觀察到。在這兩種極端之間，存在著「部分相干」的波。 相干性又大致分類為時間相干性與空間相干性。時間相干性與波的頻寬有關；而空間相干性則與波源的有限尺寸有關。 波與波之間的的相干性可以用來量度。是波與波之間的干涉圖樣的輻照度對比，相干度可以從干涉可見度計算出來。.
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相量
物理和工程領域中，常會使用到正弦信號（例如交流電路的分析），这时可以使用相量来简化分析。相量（Phasor）是振幅（A）、相位（θ）和频率（ω）均为非時變的正弦波的一个复数，是更一般的概念解析表示法的一个特例。Bracewell, Ron.
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菲涅耳方程
菲涅耳方程（或称菲涅耳条件）是由法国物理学家奥古斯丁·菲涅耳推导出的一组光学方程，用於描述光在两种不同折射率的介质中传播时的反射和折射。方程中所描述的反射因此还被称作“菲涅耳反射”。.
衍射
--（diffraction），又稱--，是指波遇到障碍物时偏离原来直线传播的物理现象。 在古典物理学中，波在穿过狭缝、小孔或圆盘之类的障碍物后會发生不同程度的弯散传播。假設將一个障碍物置放在光源和观察屏之间，則會有光亮区域與陰暗区域出現於观察屏，而且這些区域的边界並不銳利，是一种明暗相间的复杂图样。這现象称为衍射，當波在其传播路径上遇到障碍物时，都有可能發生这种现象。除此之外，当光波穿过折射率不均匀的介质时，或当声波穿过声阻抗不均匀的介质时，也会发生类似的效应。在一定条件下，不仅水波、光波能够产生肉眼可见的衍射现象，其他类型的电磁波（例如X射线和无线电波等）也能够发生衍射。由於原子尺度的實際物體具有類似波的性質，它們也會表现出衍射现象，可以通过量子力学进行研究其性质。 在適當情况下，任何波都具有衍射的固有性质。然而，不同情况中波发生衍射的程度有所不同。如果障碍物具有多个密集分布的孔隙，就会造成较为复杂的衍射强度分布图样。这是因為波的不同部分以不同的路径传播到观察者的位置，发生波叠加而形成的現象。 衍射的形式論还可以用來描述有限波（量度為有限尺寸的波）在自由空间的传播情况。例如，激光束的發散性質、雷达天线的波束形状以及超声波传感器的视野范围都可以利用衍射方程来加以分析。.
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馬赫-曾德爾干涉儀
赫-曾德爾干涉儀（Mach–Zehnder interferometer）是一種干涉儀，可以用來觀測從單獨光源發射的光束分裂成兩道之後，經過不同路徑與介質所產生的相對相移變化。這儀器是因德国物理学者（恩斯特·马赫之子）和路德维·曾德尔而命名。曾德尔首先於1891年提出這構想，後來馬赫於1892年發表論文對這構想加以改良。 為了方便敘述，本文使用術語「馬曾干涉儀」來簡稱馬赫-曾德爾干涉儀。.
駐波
波（standing wave或stationary wave）為兩個波長、週期、頻率和波速皆相同的正弦波相向行進干涉而成的合成波。与行波不同，駐波的波形無法前進，因此無法傳播能量，故名之。 駐波通過時，每一個質點皆作簡諧運動。各質點振盪的幅度不相等，振幅為零的點稱為節點或波節（Node），振幅最大的點位於兩節點之间，稱為腹點或波腹（Antinode）。由於節點靜止不動，所以波形沒有傳播。能量以動能和勢能的形式交換儲存，亦傳播不出去。两列传播方向相反的相干波相遇而产生干涉，或介质沿波速的相反方向运动时，均可产生这个现象。常见的驻波现象是谐振器中，一列波与自身的反射波产生干涉而形成的。 1860年，首次发现，并创造了“驻波”（stehende Welle或Stehwelle）一词。.
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角宿一
--一（α Vir / 室女座α /英语：Spica）位於室女座，是全天空第十五亮的恆星，也是室女座最明亮的恆星。北半球的觀測者在春季夜晚，可以在東南方向的天空看到这颗明亮的1等星。想要找到角宿一，觀測者只需要沿着位于大熊座的北斗七星的斗柄和牧夫座的大角连成的曲线方向往下就可以看到它。角宿一是一顆藍巨星，屬於仙王座β型變星。角宿一距離地球有260光年之遥。.
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诺贝尔物理学奖得主列表
诺贝尔物理学奖是诺贝尔奖的六个奖项之一，由瑞典皇家科学院每年颁发给在物理科学领域做出杰出贡献的科学家。 根据阿尔弗雷德·诺贝尔的遗愿，该奖由诺贝尔基金会管理，由瑞典皇家科学院选出5名成员组成一个委员会来评选出获奖者。 诺贝尔物理学奖於1901年第一次頒發，由德国的威廉·伦琴獲得。每个获奖者会得到一块奖牌，一份获奖证书，以及一笔不菲的奖金，奖金的数额每年会有变化。1901年，伦琴得到150,782瑞典克朗，相当于2007年12月的7,731,004瑞典克朗。2008年，三位获奖者（小林诚、益川敏英和南部阳一郎）分享了总额为1千万瑞典克朗的奖金（略多于100万欧元，或140万美元）。该奖每年于12月10日，即阿尔弗雷德·诺贝尔逝世周年纪念日，以隆重的仪式在斯德哥尔摩音乐厅颁发。 约翰·巴丁是唯一两次获得该奖的得主，他于1956年和1972年獲獎。威廉·劳伦斯·布拉格是至今最年轻的诺贝尔物理学奖奖得主，也是诺贝尔三项科学奖项中的最年轻得主，他在1915年获奖时仅有25岁。 至今共有两位女性获得过该奖，分别是玛丽·居里（1903年）和玛丽亚·格佩特-梅耶（1963年）。在六个诺贝尔奖项中，这是女性获奖人次第二少的奖项（只多於僅一位女性得主的諾貝爾經濟學獎）。 截至2016年10月，共有203人获得过该奖。诺贝尔物理学奖有6年因故停发（1916、1931、1934、1940至1942）。.
阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列
阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA）位於智利北部阿塔卡瑪沙漠，是由電波望遠鏡構成的天文干涉儀。因為具備「高海拔」和「空氣乾燥」兩絕佳條件，這對毫米和次毫米波長的觀測至關重要，陣列最終選擇設在5,000公尺的查南托高原上，附近還有拉諾德查南托天文臺 (Llano de Chajnantor Observatory) 和阿塔卡馬探路者實驗。ALMA 望遠鏡陣列有 54 座口徑寬 12 米的天線以及 12 座口徑 7 米的天線，總共 是66 座天線一起協同工作。每個天線個別收集來自太空的輻射，並將訊號聚焦在天線上的接收機上。然後，所有天線取得信號經由專用的「超級計算機」－－相關器 (correlator)處理，最後彙總在一起。66 座 ALMA 天線可用不同的配置法排成陣列，天線間的距離變化多樣 ，最短可以是 150 公尺，最長可以到 16 公里。若與過去的望遠鏡系統做比較，在毫米及次毫米波段上，ALMA能看到更暗的天體，同時能得到更高的影像解析度。 名為毫米及次毫米波陣列的ALMA望遠鏡在毫米波和次毫米波的波長上進行觀測，觀測波段為0.3mm到9mm，解析度高達4毫角秒，成像比哈伯太空望遠鏡銳利十倍。由於站台位址條件極佳，再加上ALMA前所未有的探測靈敏度、角分辨率、頻譜解析度和成像品質，使得天文學家可以在更廣泛的天文學領域裡進行新的研究，可望探測最早的恆星和星系起源、甚至直接捕捉行星形成時的影像。 ALMA從2011年的下半年開始科學觀測，在2011年10月3日向新聞界釋出第一張圖像，全面運作始於2013年3月。 根據ALMA官方於2016年3月31日發布最新成果，高達1AU解析力的長蛇座TW星照片，精細度號稱為望遠鏡觀測原行星盤之「史上最佳代表作」。.
薄膜光学
薄膜光学是光學的一個分支，處理各種很薄的光學材料（薄膜）。和薄膜光学有關的材料，其厚度需要在可見光波長的等級內（約500 nm）。此厚度範圍的薄膜因為光的干涉，以及薄膜、空間及物質間的折射率差異，可以有顯著的折射特性，這些效應稱為薄膜干涉，會影響光學材料折射及传输光的特性，像在肥皂泡及水上的油漬就會看到這類的情形。 更廣義具有類似光學性質，但不是平面層狀結構的周期性結構稱為光子晶体。 在製造上，薄膜層可以由在基質（一般是玻璃）上沉積一層至多層薄膜而產生，一般會用像蒸發或等物理气相沉积方式，或是化学气相沉积法。 這類的薄膜常用來作，像是家用或車用的低輻射玻璃、玻璃上的增透膜、汽車車頭燈的反光擋板，以及高精度的滤光器及鏡子。這類鍍膜的另一種應用是。.
量子纏結
在量子力學裏，當幾個粒子在彼此相互作用後，由於各個粒子所擁有的特性已綜合成為整體性質，無法單獨描述各個粒子的性質，只能描述整體系統的性質，則稱這現象為量子--或量子--（quantum entanglement）。量子糾纏是一種純粹發生於量子系統的現象；在經典力學裏，找不到類似的現象。 假若對於兩個相互糾纏的粒子分別測量其物理性質，像位置、動量、自旋、偏振等，則會發現量子關聯現象。例如，假設一個零自旋粒子衰變為兩個以相反方向移動分離的粒子。沿著某特定方向，對於其中一個粒子測量自旋，假若得到結果為上旋，則另外一個粒子的自旋必定為下旋，假若得到結果為下旋，則另外一個粒子的自旋必定為上旋；更特別地是，假設沿著兩個不同方向分別測量兩個粒子的自旋，則會發現結果違反貝爾不等式；除此以外，還會出現貌似佯谬般的現象：當對其中一個粒子做測量，另外一個粒子似乎知道測量動作的發生與結果，儘管尚未發現任何傳遞信息的機制，儘管兩個粒子相隔甚遠。 阿爾伯特·愛因斯坦、鮑里斯·波多爾斯基和納森·羅森於1935年發表的爱因斯坦-波多尔斯基-罗森佯谬（EPR佯谬）論述到上述現象。埃爾溫·薛丁格稍後也發表了幾篇關於量子糾纏的論文，並且給出了「量子糾纏」這術語。愛因斯坦認為這種行為違背了定域實在論，稱之為「鬼魅般的超距作用」，他總結，量子力學的標準表述不具完備性。然而，多年來完成的多個實驗證實量子力學的反直覺預言正確無誤，還檢試出定域實在論不可能正確。甚至當對於兩個粒子分別做測量的時間間隔，比光波傳播於兩個測量位置所需的時間間隔還短暫之時，這現象依然發生，也就是說，量子糾纏的作用速度比光速還快。最近完成的一項實驗顯示，量子糾纏的作用速度至少比光速快10,000倍。這還只是速度下限。根據量子理論，測量的效應具有瞬時性質。可是，這效應不能被用來以超光速傳輸經典信息，否則會違反因果律。 量子糾纏是很熱門的研究領域。像光子、電子一類的微觀粒子，或者像分子、巴克明斯特富勒烯、甚至像小鑽石一類的介觀粒子，都可以觀察到量子糾纏現象。現今，研究焦點已轉至應用性階段，即在通訊、計算機領域的用途，然而，物理學者仍舊不清楚量子糾纏的基礎機制。.
里奇-克萊琴望遠鏡
里奇-克萊琴望遠鏡（RCT, Ritchey-Chrétien telescope）是專業的卡塞格林望遠鏡（Cassegrain），被設計用來消除彗形像差，與常規的配置比較，相對地能提供更大的視野。RCT的主鏡和次鏡都是雙曲面鏡，是在1910年代早期由美國天文學家喬治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey）和法國天文學家亨利·克萊琴（Henri Chrétien）發明的。里奇在1927年率先建造出一架口徑0.5米的RCT，第二架也是里奇在美國海軍天文臺（United States Naval Observatory）製造的一米RCT。.
雙縫實驗
在量子力學裏，雙縫實驗（double-slit experiment）是一種演示光子或電子等等微觀物體的波動性與粒子性的實驗。雙縫實驗是一種「雙路徑實驗」。在這種更廣義的實驗裏，微觀物體可以同時通過兩條路徑或通過其中任意一條路徑，從初始點抵達最終點。這兩條路徑的程差促使描述微觀物體物理行為的量子態發生相移，因此產生干涉現象。另一種常見的雙路徑實驗是马赫-曾德尔干涉仪實驗。 雙縫實驗的基本儀器設置很簡單，如右圖所示，將像激光一類的相干光束照射於一塊刻有兩條狹縫的不透明板，通過狹縫的光束，會抵達照相膠片或某種探測屏，從記錄於照相膠片或某種探測屏的輻照度數據，可以分析光的物理性質。光的波動性使得通過兩條狹縫的光束相互干涉，形成了顯示於探測屏的明亮條紋和暗淡條紋相間的圖樣，明亮條紋是相長干涉區域，暗淡條紋是相消干涉區域，這就是雙縫實驗著名的干涉圖樣。 在古典力學裏，雙縫實驗又稱為「楊氏雙縫實驗」，或「楊氏實驗」、「楊氏雙狹縫干涉實驗」，專門演示光波的干涉行為，是因物理學者托馬斯·楊而命名。假若，光束是以粒子的形式從光源移動至探測屏，抵達探測屏任意位置的粒子數目，應該等於之前通過左狹縫的粒子數量與之前通過右狹縫的粒子數量的總和。根據定域性原理（principle of locality），關閉左狹縫不應該影響粒子通過右狹縫的行為，反之亦然，因此，在探測屏的任意位置，兩條狹縫都不關閉的輻照度應該等於只關閉左狹縫後的輻照度與只關閉右狹縫後的輻照度的總和。但是，當兩條狹縫都不關閉時，結果並不是這樣，探測屏的某些區域會比較明亮，某些區域會比較暗淡，這種圖樣只能用光波動說的相長干涉和相消干涉來解釋，而不是用光微粒說的簡單數量相加法。 雙縫實驗也可以用來檢試像中子、原子等等微觀物體的物理行為，雖然使用的儀器不同，仍舊會得到類似的結果。每一個單獨微觀物體都離散地撞擊到探測屏，撞擊位置無法被預測，演示出整個過程的機率性，累積很多撞擊事件後，總體又顯示出干涉圖樣，演示微觀物體的波動性。 2013年，一個檢試分子物理行為的雙縫實驗，成功演示出含有810個原子、質量約為10000amu的分子也具有波動性。 理查德·費曼在著作《費曼物理學講義》裏表示，雙縫實驗所展示出的量子現象不可能、絕對不可能以任何古典方式來解釋，它包含了量子力學的核心思想。事實上，它包含了量子力學唯一的奧秘。透過雙縫實驗，可以觀察到量子世界的奧秘。.
老人增四
繪架座β（英語：β Pic / β Pictoris）又稱為老人增四，为繪架座第二亮的恆星，與太陽之間的距離為63.4光年。它的表面溫度比太陽高，為8052K，質量為1.75太陽質量，絕對星等為2.42，比太陽明亮。繪架座β非常年輕，年齡介於800萬至2,000萬年之間，是一顆位於主序帶上的恆星。繪架座β還是一個年輕的星協繪架座β移動星群標示名稱的代表成員，星群集團中的成員年齡相當，並且在宇宙中朝著相同的方向移動。 繪架座β輻射出的紅外線比一般同類恆星還多，這是由恆星周圍大量的塵埃所造成的。天文學家在詳細觀測後發現一個由氣體和塵埃構成的大岩屑盤圍繞恆星旋轉，並且獲得第一張岩屑盤環繞著太陽系外恆星的影像。除此之外，它也有幾條微行星帶及彗星狀活動存在。有徵兆顯示盤內已經有行星成形，且行星的形成過程依然進行中。來自繪架座β星岩屑盤的物質如果在太陽系內會被認為是行星際間流星體的來源。 歐洲南天天文台的天文學家使用直接觀測法已經確認繪架座β附近有一顆行星存在，它位於恆星周圍的岩屑盤內，符合天文學家先前的預測。這顆行星是天文學家拍攝過的太陽系外行星中最接近恆星的一顆，大約相當於土星與太陽之間的距離。.
抗噪耳機
抗噪耳機，亦稱為主動式抗噪耳機，為藉由主動噪音控制機制（ANC）可消除周遭令人不快之聲音（亦即噪音）的耳機。原理為使用一個以上靠近耳朵之麥克風接收外界噪音，並以電子電路產生和噪音音波相位相反之訊號。當此反相訊號產生時，破壞性干涉消除了配戴耳機者本來所能聽到之外界噪音。相對於主動式抗噪耳機，強調隔音機制之耳機稱之為被動式抗噪耳機或隔噪耳機，然而機制和主動式完全不同，主要目的為隔絕防止噪音進入耳道。 抗噪機制使人不提高過多音量即可享受音樂。也可不放音樂只是使用降噪功能，幫助飛機或列車之乘客睡眠。 抗噪耳機通常使用 ANC 消除低頻噪音，以主動方式消除高頻噪音效果不佳。所以高頻噪音仍然得依靠傳統隔音機制（即被動抗噪），同時這也可簡化複雜的電子電路裝置。真正要完全消除高頻噪音，感應器和麥克風必須置放於聽者鼓膜旁，故技術上來說不可行。.
抑制器
抑制器（Suppressor），常被称为消音器（Silencer），是一种附加于枪械上的装置，用来减低发射该武器时所产生的噪音和火光的程度。通常它是安装于枪管上的呈圆柱状的金属管，不同的产品会具有不同的内部构造用来减少射击的声音，例如通过改变推进气体的排溢方式，有时也通过降低弹头的射速，来达到抑制声音的效果。虽然抑制器常被称为消音器，但是实际上所有抑制器都并不能完全使枪械“消声”而使射击完全静音。 内燃机消音器是和枪械抑制器一起由研發，它使用了许多相同的技术以提供可更安静地运转的引擎。.
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极地平流层云
极地平流层云（polar stratospheric cloud，缩写为PSC），是冬季出现在两极地区平流层中的一种云，通常分布在离地15km-25km的高度范围内。部分极地平流层云在阳光的照射之下会呈现珍珠般的光泽，故而这种云也称作“珠母云”或“贝母云”。由于极地平流层云表面可以吸附并分解氯贮存物质，它在南极臭氧洞的形成中扮演了重要的角色。.
恩斯特·马赫
恩斯特·马赫（Ernst Mach，），奥地利-捷克实验物理学家和哲学家。马赫的物理学研究课题主要包括光的传播规律和超音速现象，马赫数和因其得名。马赫大力强调了经验主义和实证主义在科学研究中的重要性，为科学哲学的发展奠定了基础。马赫的思想在哲学界和科学界都有很大影响力。后来出现的逻辑实证主义借鉴并发展了马赫的科学哲学。 列宁曾批评“马赫主义”夸大了经验对于人类认识世界时所起的作用。但不可否认，马赫的思想确实推动了半个多世纪内科学研究最前沿的发展，对当时物理学界所发生的最深刻的两场理论革命来说功不可没。相对论和量子物理学的出现颠覆了专家们的许多常识，马赫的实证理论有助于一些物理学家们大胆接纳符合实验事实的新物理原理，适应巨大的思维变革。虽然马赫本人的物理学研究成果局限于实验物理学，但受他影响较大的物理学家不乏相对论和量子物理学理论研究的领军人物，如爱因斯坦、沃尔夫冈·泡利和理查·费曼。这些人为人类认识神奇的弯曲时空和怪异的微观世界作出了巨大的贡献。.
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。.
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極小陣列
極小陣列（Very Small Array）是由14個電波天線元件組成的干涉儀，使用在26至35GHz之間的頻率進行宇宙微波背景輻射的研究。它是由劍橋大學、曼徹斯特大學、和Instituto de Astrofisica de Canarias（特內利非島）共同合作，設置在特內利非的del Teide天文台。這個陣列由卡文迪許天文物理組的馬德拉電波天文台和焦德雷班克天文台建造，經費則來自粒子物理學和天文學研究委員會（PPARC，現在的科技設施委員會）。設計上則是依據宇宙各項異性望遠鏡強化的。 這架望遠鏡已參考其他參與CMB實驗的望遠鏡，包括以氣球為基礎的BOOMERanG和MAXIMA，還有地基的DASI和CBIWatson et al.
欧洲南方天文台
歐洲南天天文台（）是為在南半球研究天文學，在政府間組織的一個研究機構，由15個國家組成和支援的一個天文研究組織。它成立於1962年，目的是為歐洲天文學家提供先進的設施和捷徑以研究南方的天空。這個組織總部設在德國慕尼黑附近的加興，雇用了約730名工作人員，每年並接受成員國約1億3100萬歐元的經費。 歐洲南天天文台建設和經營一些已知規模最大和技術最先進的望遠鏡，包括首創主動光學技術的新技術望遠鏡、和由4個8米等級的望遠鏡和4個1.8米輔助望遠鏡組成的甚大望遠鏡。目前由ESO進行的計畫包括亞他加馬大型毫米波陣列和歐洲極大望遠鏡。 ALMA是下一個十年最大的地面天文專案，將成為在毫米與次毫米波尺度下觀測的主要新工具。他的建設正在進行中，預計於2013年完成。ALMA專案是歐洲各國、亞洲、北美洲和智利之間的國際合作計畫。歐洲執行權由ESO代表行使，並且還主持ALMA區域中心。 E-ELT是40米等級的望遠鏡，目前還在細部設計階段，將是世界上觀測天空最大的巨眼。 歐洲極大望遠鏡，它將極有力的推動天文物理學的知識，能夠仔細研究的天體，包括圍繞著其它恆星的行星、宇宙中的第一個天體、超大質量黑洞、和主宰宇宙的暗物質與暗能量的自然本質和分布。從2005年底，ESO就一直與工作和使用社群的歐洲天文學家和天文物理學家共同來定義此新的聚型望遠鏡。 ESO的觀測機構已經作出許多重大的天文發現和一些天體目錄。最近的研究結果包括發現最遙遠的伽瑪射線暴和我們的星系，銀河系，中心有黑洞的證據。2004年，甚大望遠鏡讓天文學家獲得第一張在173光年外環繞著的棕矮星的系外行星2M1207b軌道的絕佳影像。安裝在ESO另一架望遠鏡上的儀器，高精度徑向速度行星搜索器發現許多的系外行星，包括迄今發現最小的系外行星格利澤581c。甚大望遠鏡還發現迄今距離人類最遙遠星系的候選者阿貝爾1835 IR1916。.
比尔-朗伯定律
比尔-朗伯定律（Beer–Lambert law），又称比尔定律或比耳定律（Beer's law）、朗伯-比尔定律、布格-朗伯-比尔定律（Bouguer–Lambert–Beer law），是光吸收的基本定律，适用于所有的电磁辐射和所有的吸光物质，包括气体、固体、液体、分子、原子和离子。比尔-朗伯定律是吸光光度法、比色分析法和光电比色法的定量基础。.
氫原子光譜
氫原子光譜指的是氫原子內之電子在不同能階躍遷時所發射或吸收不同波長、能量之光子而得到的光譜。氫原子光譜為不連續的線光譜，自無線電波、微波、紅外光、可見光、到紫外光區段都有可能有其譜線。根据电子跃迁的后所处的能阶，可将光谱分为不同的线系。理论上有无穷个线系，前6个常用线系以发现者的名字命名。.
水委一
水委一（英語：Achernar）也稱為波江座α星，是波江座最明亮的恆星，也是全天空第九亮的恆星，距離地球約139光年 ，位於波江座的南端。在全天空最明亮的九顆恆星中（天狼、老人、大角、南門二、織女、五車二、參宿七、南河三與水委一），水委一是最炙熱，顏色也是最藍的一顆。.
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汉伯里·布朗及特维斯效应
汉伯里 布朗及特维斯效应（Hanbury Brown and Twiss effect）；由于量子力学的相干性，将一束不相干的光分成二束，它们的强度也能发生干涉，这种现象称为「汉伯里 布朗及特维斯效应」。它是由和这两人于1956年发现的。此后，相干和不相干的一束光为二个探测器接受强度相干的现象，统称为「汉伯里 布朗及特维斯效应」。 经典的干涉仪是以观察二束相位相干的光的干涉而工作的。自发现「汉伯里 布朗及特维斯效应」后，也可利用此效应制成光强度相干的干涉仪。测量有距离的星角大小。现在，物理学家依赖这个效应去试验复杂光源的量子性质。.
沃爾夫岡·克特勒
沃尔夫冈·克特勒（Wolfgang Ketterle，），德國物理學家，現任麻省理工學院物理學教授。他的研究專注在冷原子的捕捉，以使這些原子接近絕對零度。在1995年時，他所領導的團隊，成為首先獲得玻色-愛因斯坦凝聚的團隊之一。由於這些研究，使他與埃里克·康奈尔以及卡爾·威曼，因「在鹼金屬原子稀釋氣體中（製成）玻色-爱因斯坦凝聚的成就，以及關於凝聚特性的早期基礎研究」，共同獲頒2001年诺贝尔物理学奖，三人平分獎金。.
波峰
波峰(Wave crest)是指波在一個波長的範圍內，波幅的最大值，與之相對的最小值則被稱為波谷。橫波突起的最高點稱為波峰，陷下的最低點稱為波谷。縱波最密集的部分稱為波峰，最稀疏的部分稱為波谷。.
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波包
在任意時刻，波包（wave packet）是局限在空間的某有限範圍區域內的波動，在其它區域的部分非常微小，可以被忽略。波包整體隨著時間流易移動於空間。波包可以分解為一組不同頻率、波數、相位、波幅的正弦波，也可以從同樣一組正弦波構成；在任意時刻，這些正弦波只會在空間的某有限範圍區域相長干涉，在其它區域會相消干涉。 描繪波包輪廓的曲線稱為包絡線。依據不同的演化方程，在傳播的時候，波包的包絡線（描繪波包輪廓的曲線）可能會保持不變（沒有色散），或者包絡線會改變（有色散）。 在量子力學裏，波包可以用來代表粒子，表示粒子的機率波；也就是說，表現於位置空間，波包在某時間、位置的波幅平方，就是找到粒子在那時間、位置的機率密度；在任意區域內，波包所囊括面積的絕對值平方，就是找到粒子處於那區域的機率。粒子的波包越狹窄，則粒子位置的不確定性越小，而動量的不確定性越大；反之亦然。這位置的不確定性和動量的不確定性，兩者之間無可避免的關係，是不確定性原理的一個標準案例。 描述粒子的波包滿足薛定諤方程，是薛定諤方程的數學解。通過含時薛定諤方程，可以預測粒子隨著時間演化的量子行為。這與在經典力學裏的哈密頓表述很類似。.
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波粒二象性
波粒二象性示意圖說明，從不同角度觀察同樣一件物體，可以看到兩種迥然不同的圖樣。 在量子力學裏，微观粒子有时會显示出波动性（这时粒子性較不显著），有时又會显示出粒子性（这时波动性較不显著），在不同条件下分别表现出波动或粒子的性质。這種稱為波粒二象性（wave-particle duality）的量子行為是微观粒子的基本属性之一。 波粒二象性指的是微觀粒子顯示出的波動性與粒子性。波動所具有的波長與頻率意味著它在空間方面與時間方面都具有延伸性。而粒子總是可以被觀測到其在某時間與某空間的明確位置與動量。採用哥本哈根詮釋，更廣義的互補原理可以用來解釋波粒二象性。互補原理闡明，量子現象可以用一種方法或另外一種共軛方法來觀察，但不能同時用兩種相互共軛的方法來觀察。.
波谷
波峰是指横波在正交于传递方向上极大值。与之相对的极小值则被称为波谷。因为极小和极大只是取决于正交于传递方向上的坐标方向而言，故两者合称为极值。对于常见的正弦波来说，两者距离平均值（零相位）的绝对值相等。对于周期性的传递波（比如正弦波）来说，两者的差称为该波的振幅。.
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法诺共振
在物理学中， 法诺共振（Fano resonance）是一种會產生非对称线形的散射共振現象。背景和共振散射之間的干涉产生一种非对称的线形。此現象以意大利裔美国物理学家雨果·法诺（Ugo Fano）為名，他提出了理论來解釋電子與氦間的非弹性散射的散射线形；但是埃托雷·马约拉纳才是第一个观测到这种现象的人。因为这是波的普遍性质，可以在很多物理及工程领域找到相關例子。.
洛厄尔天文台
洛厄尔天文台是位於亞利桑那州旗杆鎮的天文觀測台。在美國，洛厄尔天文台是最老的天文台，因此在1965年被指定為美国国家历史名胜。最初，這個天文台只有一架迄今仍開放給民眾使用24英吋克拉克望遠鏡，每年大約有70,000名遊客在白天先參加天文台安排的導遊活動，晚間再透過克拉克望遠鏡以及其他的望遠鏡觀賞夜空中奇妙的美景。它是由波士頓的望族洛厄尔家族的天文學家帕西瓦尔·洛厄尔建立的，並且有一陣子是由他的第三代堂兄盖伊·洛厄尔掌管，現在受委託的管理人是威廉·洛厄尔·普特南，是建立起長遠委託制度的羅傑·普特南的兒子與創建者帕西瓦尔·洛厄尔的孫外甥。 天文台目前有在旗杆鎮的兩個地點設置了一些望遠鏡，主要的機構設置在旗杆鎮正西方的火星丘，最早的24英吋克拉克折射望遠鏡和建築至今仍開放做為公共教育的場所，但已經不從事研究工作了。這架望遠鏡在1896年建造時花費了20,000美金，是由在波士頓的克拉克父子光學望遠鏡公司組裝好，再經由鐵路運送到旗杆鎮。 同樣位於火星丘上的還有發現冥王星的13英吋望遠鏡，克萊德·湯博用這一架望遠鏡在1930年發現了冥王星。 本天文台用在研究的四架望遠鏡都在旗桿是西南方12英里，有著漆黑夜空的安德森台地，包括72英吋的帕金斯望遠鏡（與波士頓大學共管）和42英吋的約翰S.海爾望遠鏡。本天文台和美國海軍天文台是合作夥伴，因此NRL的海軍原型光學干涉儀（Navy Prototype Optical Interferometer, NPOI）就位於此地。天文台還有一些較小的研究用望遠鏡分別位在有歷史性的火星丘和澳洲、智利等地方。本天文台目前正在建造的4.2米是與發現傳播集團合作的。.
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。.
激光干涉空間天線開路者號
雷射干涉太空天線開路者號（LISA Pathfinder）是一個歐洲太空總署的太空探測器，於2015年12月3日04:04 UTC時間發射升空。該任務將會對於演化雷射干涉太空天線所需的科技進行檢驗。演化雷射干涉太空天線是歐洲太空總署計畫於2034年射入太空的一座引力波天文台。 該任務預算費用為4億歐元。.
激光二極管
光二極管是一種激光產生器，其工作物質是半導體，屬於固體激光產生器，大部份激光二極管在結講上與一般二極管相似。由於激光二極管的運作中，電子的能量轉變過程只涉及兩個能階，沒有-zh-cn:間接帶隙;zh-tw:間接能隙-造成的能量損失，所以效率相對高。能發光的半導體電子元件，透過三價與五價元素所組成的複合光源。此種電子元件早在1962年出現，早期只能夠發出低光度的紅光，被惠普買下專利後當作指示燈利用。及後發展出其他單色光的版本，時至今日，能夠發出的光已經遍及可見光、紅外線及紫外線，光度亦提高到相當高的程度。用途由初時的指示燈及顯示板等；隨著白光發光二極管的出現，近年逐漸發展至被普遍用作照明用途。.
振幅
振幅是在波动或振动中距离平衡位置或静止位置的最大位移。符号A，单位米。振幅屬於標量，振幅永为非負值（≥0）。 在下图中，位移“y”表示波的振幅。 系統振動中最大動態位移，稱為振幅。 概念辨析（振幅≠幅度）：.
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望遠鏡、天文台和觀測技術年表
望遠鏡、天文台和觀測技術年表.
惠更斯－菲涅耳原理
惠更斯－菲涅耳原理（Huygens–Fresnel principle）是研究波传播问题的一种分析方法，因荷蘭物理學者克里斯蒂安·惠更斯和法国物理学者奥古斯丁·菲涅耳而命名。這个原理同时适用于远场极限和近场衍射。 惠更斯－菲涅耳原理能夠正確地解釋與計算波的傳播。基爾霍夫衍射公式給衍射提供了一個嚴格的數學基礎，這基礎是建立於波動方程式和格林第二恒等式。從基爾霍夫衍射公式，可以推導出惠更斯－菲涅耳原理。菲涅耳在惠更斯－菲涅耳原理裏憑空提出的假定，在這推導過程中，會自然地表現出來。 舉一個簡單例子來解釋這原理。假设有两个相邻房间A、B，这两个房间之間有一扇敞开的房门。当声音从房间A的角落裏发出时，则处於房间B的人所听到的这声音有如是位於门口的波源传播而来的。對於房间B的人而言，位於门口的空气振动是声音的波源。 光波对於狹縫或孔徑的衍射也可以用這方式處理，但直观上并不明显，因为可见光的波长很短，因此很难观测到这种效应。.
海
海，是指佔地球表面积70.8%的咸水区域。海洋调节着地球的气候并在水循环、碳循环、氮循环中发挥了极其重要的作用。尽管人类从史前时期就开始在大海中旅行并探索未知的海域，但现代真正的海洋学研究始于19世纪70年代英国的挑战者号远征。海洋通常被划分为四个或五个大的部分和其余的小的部分，其中大洋的主流分划为：太平洋、大西洋、印度洋、北冰洋，而较小的分划---"海"则数量众多，如地中海。 由于大陆漂移，现今北半球几乎被陆地和海洋平分（约2：3的比例），而南半球多是海洋 （约1：4.7的比例）。Reddy, M.P.M..
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海石四
海石四(HD 84810)，也稱為船底座l (l Car)，是位於南天船底座的一顆恆星。它的平均視星等是 +3.4,，使它成為船底座較亮，並且以肉眼很容易見到。依據視差測量，它距離地球大約1600光年。 船底座l的光譜類型是G5 Iab/Ib，從它的光譜特徵，表明了這顆恆星在演化階段顯示已經膨脹成為一顆超巨星，半徑是太陽的169倍。如果它的質量8倍於太陽–13，在主序星經歷了大約1,500-1,700萬年，通過燃燒核心供應的核燃料，大約在3,300萬年就會快速的成為超巨星。 船底座l在分類上是一顆造父變星，它的變光幅度是0.725等，週期為35.560天。在每一個脈動週期中徑向速度的改變一致都是39公里/秒。使用干涉儀可以分辨出它有一個緊密的拱星環殼層。使用波長10微米的紅外線可以解析這個殼層，顯示在半徑10-100AU處的平均溫度是100K。這個殼層中的物質是由中心恆星噴發的物質供應。.
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斐索實驗
斐索实验是阿曼德·斐索1851年进行的一项实验。他在本实验中测定了光在运动的水中的相对速度。为了确定介质运动对光速的影响，斐索使用了一台特制的干涉仪。 基于当时盛行的理论，在运动介质中传播的光会被介质拖动，导致最终测到的光速是光和介质的相对速度与介质运动速度的和。虽然斐索在实验中探测到了拖曳效应，但该效应却比预期弱很多。他的结果在当时被看作是奥古斯丁·菲涅耳的“” 的证据，但直到半个多世纪后才通过阿尔伯特·爱因斯坦发展的狭义相对论得到完满的解释。爱因斯坦本人认为该实验对于狭义相对论非常重要。.
日落蛾
日落蛾（Chrysiridia rhipheus）是一种白天飞行的蛾，属于燕蛾科。它被认为是最美丽最富感染力的鳞翅目昆虫之一。由于在全世界都很有名，大多数关于鳞翅目的休闲书都收录有它，同时也是收藏家追捧的对象。它非常艳丽，但翅膀的虹彩部分没有色素，这些色彩来自光的干涉。成年蛾的翼展为7–9厘米。 德鲁·德鲁里在1773年描述了该物种，将其划归凤蝶属，将它视作蝶类。1823年雅各布·许布纳将它划归金燕蛾属。之后的重新描述使它有了Chrysiridia madagascariensis等异名（莱松，1831年）。 一开始人们认为这种蛾来自中国或孟加拉，但后来发现它是马达加斯加的特有种。该岛大多数地区在全年都可以找到日落蛾，尤以3月到8月间最多，10月到12月间最少。雌性会在脐戟的叶子下产下月80枚卵。毛虫身体为乳黄色，有黑色斑点和红色的足，覆盖有棒状末尾的黑色刚毛。口中吐出的丝帮助幼虫黏住光滑的叶子，在掉落时爬回植物表面。经过四个虫龄之后，幼虫会制造开放的网状的茧。蛹期持续17 - 23天。 日落蛾是马达加斯加岛上以脐戟为食的四种动物里唯一专门靠它为生的。脐戟是有毒的：毒素在幼虫进食时被隔离，并保留到蛹期和成虫阶段。数以千计的日落蛾会在脐戟分布地区的东西两端来回迁徙。.
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态叠加原理
在量子力学裏，态叠加原理（superposition principle）表明，假若一個量子系統的量子態可以是幾種不同量子態中的任意一種，則它們的歸一化線性組合也可以是其量子態。稱這線性組合為「疊加態」。假設組成疊加態的幾種量子態相互正交，則這量子系統處於其中任意量子態的機率是對應權值的絕對值平方。 從數學表述，态叠加原理是薛丁格方程式的解所具有的性質。由於薛丁格方程式是個線性方程式，任意幾個解的線性組合也是解。這些形成線性組合（稱為「疊加態」）的解時常會被設定為相互正交（稱為「基底態」），例如氫原子的電子能級態；換句話說，這幾個基底態彼此之間不會出現重疊。這樣，對於疊加態測量任意可觀察量所得到的期望值，是對於每一個基底態測量同樣可觀察量所得到的期望值，乘以疊加態處於對應基底態的機率之後，所有乘積的總和。 更具體地說明，假設對於某量子系統測量可觀察量A，而可觀察量A的本徵態|a_1\rang、|a_2\rang分別擁有本徵值a_1、a_2，則根据薛定谔方程的线性关系，疊加態|\psi\rang.
3C 48
3C48是許多類星體之中第一顆被發現的。 3C 48是劍橋大學電波星表第三版中的第一個源，它是由Allan Sandage和Thomas Matthews于1960年通過干涉儀發現的。 Jesse Greenstein和Thomas Matthews發現其紅移足足有0.367，是當時所知最高紅移的源之一。 直到1982年，人們才發現其周圍的一個黯淡星系狀星雲和3C 48有相同的紅移，加固了3C 48位于遙遠星系的理論。3C 48也是第一顆被發現有圍繞著它的、有著相同紅移星系的類星體。.
亦称为 干涉儀，波的干涉，马赫－曾德尔干涉仪，马赫－秦特干涉仪。