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中微子

指数 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。.

155 关系: 劍橋大學出版社加拿大基本粒子基本电荷原子弹偏三甲苯卡比博-小林-益川矩阵南达科他州反中微子反粒子可见光吴健雄大型電子正子對撞機大爆炸天文物理期刊太阳中微子问题女王大學契忍可夫輻射威尔金森微波各向异性探测器宇宙学宇宙微波背景辐射宇宙線小柴昌俊尼尔斯·玻尔巴克三微中子觀測所中子中微子通信中微子探测器中微子振荡希格斯机制布魯諾·龐蒂科夫弱相互作用强相互作用伽马射线弗里茨·兹威基弗雷德里克·莱因斯引力引力透镜微中子天文学保罗·狄拉克地球大气层國立清華大學利昂·萊德曼味 (粒子物理學)光子光速克莱德·科温勞侖茲協變性玻尔磁子王淦昌...科学 (期刊)科学美国人秒差距粒子加速器粒子物理學索尔维会议纽约时报维塔利·拉扎列维奇·金兹堡维尔纳·海森堡置信区间美茵茨热暗物质电子电子俘获电中微子物理宇宙学物理评论特羅伊茨克 (莫斯科)特殊么正群牛津大學出版社狭义相对论狄拉克機制螺旋靶恩馬約拉納方程式马约拉纳费米子詹姆斯·查德威克高能立體視野望遠鏡诺贝尔物理学奖質子質子衰變质量费米子费米国立加速器实验室费米—狄拉克统计超级神冈探测器超新星超新星遗迹超新星早期预警系统輕子阿瑟·麦克唐纳薩德伯里微中子觀測站银河系重水量子引力自然 (期刊)自旋英国广播公司雷蒙德·戴维斯電子簡併壓力電弱交互作用電磁力速度GZK極限Ib和Ic超新星IceCube中微子观测站IceCube微中子觀測站II型超新星K介子MAGICNestorOPERA (實驗)Reviews of Modern PhysicsScience (journal)SN 1987AW及Z玻色子暗物质林肯·沃尔芬斯坦恩里科·费米杰克·施泰因贝格尔杜伦大学核反应核反应堆核武器标准模型标准模型扩充梶田隆章梅尔文·施瓦茨標準太陽模型歐洲核子研究組織正电子发射正電子氢弹沃尔夫冈·鲍利沃尔夫冈·泡利沃尔特·巴德泡利不相容原理洛伦兹变换洛斯阿拉莫斯国家实验室湮灭湯川耦合惯性参考系惰性中微子截面 (物理)星系星系团星系的形成和演化斯坦福直线加速器中心手征性拉格朗日量普朗克卫星 扩展索引 (105 更多) »

劍橋大學出版社

劍橋大學出版社(Cambridge University Press)隸屬於英國劍橋大學,成立於1534年,是世界上僅次於牛津大學出版社的第二大大學出版社。.

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加拿大

加拿大(英语、法语:Canada,IPA读音:(英)(法))为北美洲国家,西抵太平洋,东至大西洋,北滨北冰洋,东北方与丹麦领地格陵兰相望,东部与圣皮埃尔和密克隆相望,南方及西北方与美国接壤。加拿大的领土面积达998万平方公里,为全球面积第二大国家。加拿大素有「枫叶之国」的美誉,渥太华为该国首都。 加拿大在1400年前即有原住民在此生活。15世纪末,英国和法国殖民者开始探索北美洲的东岸,并在此建立殖民地。1763年,当七年战争结束后,法国被迫将其几乎所有的北美殖民地割让予英国。在随后的几十年中,英国殖民者向西探索至太平洋地区,并建立了数个新的殖民地。1867年7月1日,1867年宪法法案通过,加拿大省、新不伦瑞克、新斯科舍三个英属北美殖民地组成加拿大联邦,其中加拿大省分裂为安大略和魁北克。在随后100多年里,其它英属北美殖民地陆续加入联邦,组成现代加拿大。 加拿大是实行聯邦制、君主立憲制及議會制的國家,由十个省和三个地区组成,英国女王伊丽莎白二世為國家元首及加拿大君主,而加拿大總督為其及政府的代表。加拿大是双语国家,英语和法语为官方语言,原住民的語言被認定為第一語言。由於位於高緯度地廣人稀,该国是世界上擁有多元化種族及文化的國家,也是移民為主的国家,约五分之一的国民出生于境外,近年來移民大部分來自亞洲。 得益於豐富的自然資源和高度發達的科技,加拿大是富裕、经济发达的国家。以国际汇率计算,加拿大的人均国内生产总值在全世界排名第十六,人类发展指数排名第十。它在教育、政府的透明度、自由度、生活品质及经济自由的都名列前茅。积极参与国际事务,是联合国、北大西洋公約組織、北美空防司令部、七大工業國組織、二十国集团、英联邦、经济合作与发展组织、及太平洋岛国论坛的成员。.

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基本粒子

在粒子物理学中,基本粒子是组成物质最基本的单位。其内部结构未知,所以也无法确认是否由其它更基本的粒子所组成 。随著物理学的不断发展,人类对物质构成的认知逐渐深入,因此基本粒子的定义随时间也有所变化。目前在标準模型理论的架构下,已知的基本粒子可以分为费米子(包含夸克和轻子)以及玻色子(包含规范玻色子和希格斯粒子)。由两个或更多基本粒子所组成的则称作复合粒子。 我们日常生活中的物质由原子所组成。过去原子被认為是基本粒子,原子(atom)这个词来自希腊语中「不可切分的」。直到约1910年以前,原子的存在与否仍存在争议,一些物理学家认為物质是由能量所组成,而分子不过是数学上的一种猜想。之后,原子核被发现是由质子和中子所构成。20世纪前、中期的基本粒子是指质子、中子、电子、光子和各种介子,这是当时人类所能探测的最小粒子。随著实验和量子场论的进展,发现质子、中子、介子发现是由更基本的夸克和胶子所组成。同时人类也陆续发现了性质和电子类似的一系列轻子,还有性质和光子、胶子类似的一系列规范玻色子。这些是现代的物理学所理解的基本粒子。.

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基本电荷

基本电荷(符号:e,也称元电荷),是一个质子所带的电荷,或一个电子所带的负电荷的量。它是一个基本物理常数,是原子单位和一些其它自然单位制中的电荷单位。 根据国际科学技术数据委员会所公布,基本电荷的值大约为 在高斯單位制中,它的值为 自从1909年罗伯特·密立根的油滴实验中测量出基本电荷后,人们便认为它不可再分了。1960年发现了夸克,它们的电荷为1⁄3 e和2⁄3 e,所以把“基本电荷”用来指电子的电荷便不完全正确了;然而单独的夸克至今没有探测到,都是两个以上的夸克聚集在一起,使得总电荷为基本电荷的整数倍。.

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原子弹

原子弹又称裂变弹(Atomic bomb),是一种利用核原理制成的核武器。由美国最先研制成功,具有极强的破坏力,在爆炸的同时会放出强烈的核辐射,危害生物和非生物组织。第一个裂变(原子弹)试爆释放出的能量为约20,000吨TNT(见三位一体核试爆)的相同的当量。第一个热核(氢弹)试爆释放相同的能量为10,000,000吨TNT的当量。.

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偏三甲苯

偏三甲苯(1,2,4-Trimethylbenzene)是一种无色液体,化学式C9H12,是三甲苯三种同分异构体之一。 偏三甲苯存在于煤焦油和石油(约3%),几乎不溶于水,溶于乙醇,乙醚和苯;易燃,具有强烈气味。 在工业上,偏三甲苯从石油分馏的碳九芳烃馏分中分离提取,该馏分中含有大约40%的偏三甲苯。.

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卡比博-小林-益川矩阵

卡比博-小林-益川矩阵(Cabibbo-Kobayashi-Maskawa,CKM或KM matrix)是粒子物理标准模型的一个重要组成成份,它表征了顶类型和底类型夸克间通过W粒子弱相互作用的耦合强度。对二代夸克情形,它是由意大利物理学家卡比博在1963年首先给出的,通常被称为卡比博矩阵或卡比博角。1973年日本物理学家小林诚和益川敏英把它推广到三代夸克。三代矩阵含有相位,可以用来解释弱相互作用中的电荷宇称对称性破缺(CP破坏),也被经常用来解释宇宙重子数不对称。CKM矩阵在轻子中的对应是牧-中川-坂田矩阵(Maki-Nakagawa-Sakata或MNS)。.

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南达科他州

南達科他州(State of South Dakota)是美國中西部平原上地勢較高的一州,過去曾是美國印地安人蘇族中拉科他族(Lakota)的聚落所在。南達科他州在1889年11月2日加入美國聯邦,也是在同一天被命名的。 南達科他州的北邊是北達科他州,南邊是內布拉斯加州,東邊則緊鄰愛荷華州與明尼蘇達州,西邊是懷俄明州和蒙大拿州,它同時也是美國上被稱為邊疆帶六州中的一州。 美國戰艦南達科他號就是以此州命名的。 該州分為66個郡,請參看南達科他州的郡列表(List of South Dakota counties)。.

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反中微子

物理学里,反中微子,中微子的反物质,是核反应β衰變产生出来的中性粒子.

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反粒子

反粒子是相对于正常粒子而言的,它们的质量、寿命、自旋都与正常粒子相同,但是所有的内部相加性量子数(比如电荷、重子数、奇异数等)都与正常粒子大小相同、符号相反。有一些粒子的所有内部相加性量子数都为0,这样的粒子叫做纯中性粒子,反粒子就是它本身,比如光子、π0介子等。并不是粒子物理学中的每种粒子都有这种意义上的反粒子,中微子就没有反粒子,反微中子的定义与此不同。 反粒子的概念首先是1928年由英国物理学家狄拉克在他的空穴理论中提出的。1932年在宇宙射线中发现了正电子,证实了狄拉克的预言。1956年美国物理学家歐文·張伯倫(Owen Chamberlain)在劳伦斯-伯克利国家实验室发现了反质子。进一步的研究发现,狄拉克的空穴理论对玻色子不适用,因而不能解释所有的粒子和反粒子。根据量子场论,粒子被看作是场的激发态,而反粒子就是这种激发态对应的复共轭激发态。 如果反粒子按照通常粒子那样结合起来就形成了反原子。由反原子构成的物质就是反物质。.

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可见光

可見光(Visible light)是電磁波譜中人眼可以看見(感受得到)的部分。這個範圍中電磁輻射被稱為可見光,或簡單地稱為光。人眼可以感受到的波長範圍一般是落在390到700nm。對應於這些波長的頻率範圍在430–790 THz。但有一些人能够感知到波长大约在380到780nm之间的电磁波。正常视力的人眼对波长约为555nm的电磁波最为敏感,这种电磁波处于光学频谱的绿光区域。.

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吴健雄

吴健雄(Chien-Shiung Wu;),美籍华裔物理学家,在核物理学领域卓有贡献。在曼哈顿计划中,她参与研究了如何利用气体扩散法分离铀的两种同位素,铀-235与铀-238。其最著名的一项工作是利用实验方法验证宇称不守恒。这项工作令其同事李政道与杨振宁获得1957年的诺贝尔物理学奖,并令其本人获授1978年首次颁发的沃尔夫物理学奖。吴健雄在实验物理学方面的造诣常令人将她与居里夫人相提并论。她常被人称作是“中國的居里夫人”、“物理研究的第一女士”、“核子研究的女王”以及“世界最傑出女性實驗物理學家”。.

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大型電子正子對撞機

大型電子正子對撞機(Large Electron-Positron Collider,簡稱:LEP)是歐洲核子研究組織(CERN)的粒子加速器之一,1989年開始營運,位在瑞士和法國的邊界附近,大型電子正子對撞機的周長長達27公里,專門加速電子和正子,是目前已建成的最高能量的輕子加速器,且迄今為止還保留著粒子加速器的速度紀錄。在2000年末的時候,LEP被關停并拆解,以給在建的新的大型強子對撞機騰出軌道空間。.

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大爆炸

--又稱大--靂(Big Bang),是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型,这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为:宇宙是在过去有限的时间之前,由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果,宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年,并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论,又在场方程的求解上作出了一定的简化(例如宇宙學原理假设空间的和各向同性)。1922年,苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体,从而给出了这一模型的场方程。1929年,美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现,从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移,从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点,这个解后来被称作弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规。哈勃的观测表明,所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点,并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大,则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测:在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态,大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而,由于当前技术原因,粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限,因而到目前为止,还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而,大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释,事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度,和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中,最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近,定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者,他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺,但霍伊尔本人明确否认了这一点,他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献,这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据,特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后,大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.

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天文物理期刊

天文物理期刊(The Astrophysical Journal)是在天文学及天体物理学領域重要的研究期刊,于1895年創刊,至2008年底都由美國芝加哥大學出版社發行;2009年1月起改由英國物理學會出版社發行。編輯部附屬美國天文學會之下,每月出版三冊,刊載的內容主要為最新的天文物理發展、發現、及学说。.

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太阳中微子问题

太阳中微子问题是测量到穿过地球的太阳中微子流量与理论计算相比出现缺失的问题,从1960年代中期持续至约2002年。这种缺失已经被中微子物理的新的认识解决了,这要求对粒子物理学的标准模型的进行修改-特别是中微子振荡。从本质上讲,因为中微子具有质量,它们可以改变它们从已被预计在太阳内部被产生的那一种类型,变成了被当时使用的探测器无法探测到另外两种类型。.

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女王大學

女王大學(或女王大学,Queen's University)可以指:.

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契忍可夫輻射

契伦科夫辐射(Cherenkov radiation)是介質中運動的电荷速度超過該介質中光速時發出的一種以短波長為主的電磁輻射,其特徵是藍色輝光。這種輻射是1934年由苏联物理學家帕维尔·阿列克谢耶维奇·切连科夫發現的,因此以他的名字命名。1937年另兩名苏联物理學家伊利亞·弗蘭克和伊戈爾·塔姆成功地解釋了契忍可夫辐射的成因,三人因此共同獲得1958年的諾貝爾物理學獎。.

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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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宇宙学

宇宙學(英文:Cosmology)或宇宙論,這個詞源自於希臘文的κοσμολογία(cosmologia, κόσμος (cosmos) order + λογια (logia) discourse)。宇宙學是對宇宙整體的研究,並且延伸探討至人類在宇宙中的地位。雖然宇宙學這個詞是最近才有的,人們對宇宙的研究已經有很長的一段歷史,牽涉到科學、哲學、神秘学以及宗教。.

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宇宙微波背景辐射

#重定向 宇宙微波背景.

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宇宙線

宇宙線亦稱為宇宙射线,是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線(來自深太空與大氣層撞擊的粒子)成分在地球上一般都是穩定的粒子,像是質子、原子核、或電子。但是,有非常少的比例是穩定的反物質粒子,像是正電子或反質子,這剩餘的小部分是研究的活躍領域。 大約89%的宇宙線是單純的質子,10%是氦原子核(即α粒子),還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子(像是β粒子,雖然來源仍不清楚),構成其餘1%的絕大部分;γ射線和超高能微中子只佔極小的一部分。 粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽(或其它恆星)或來自遙遠的可見宇宙,由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過1020 eV,遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV,使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究。 經由宇宙線核合成的過程,宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生,扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素,像是碳-14。在粒子物理的歷史上,從宇宙线中發現了正電子、緲子和π介子。宇宙線也造成地球上很大部份的背景輻射,由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的,因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全,在設計有重大的影響。.

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小柴昌俊

小柴昌俊(,),日本物理学家,日本学士院会员。現任东京大学国际基本粒子物理中心(ICEPP)高级顾问,東京大學最初4名特別榮譽教授之一。勳一等旭日大綬章、文化勳章表彰。 1987年,小柴教授在超级神冈探测器完成人類史上首次的微中子發生觀測。2002年,小柴與戶塚洋二、梶田隆章三人同獲潘諾夫斯基實驗粒子物理學獎。同年因其“在天体物理学领域做出的先驱性贡献,其中包括在探测宇宙微中子和发现宇宙X射线源方面的成就”而获得诺贝尔物理学奖。 小柴教授是首位「雙博士」頭銜的日本人諾貝爾獎得主,此外亦是日本人第2位諾貝爾獎暨沃爾夫獎雙料得主。他的老師朝永振一郎、門生梶田隆章也都是諾貝爾物理學獎得主。.

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尼尔斯·玻尔

尼尔斯·亨里克·达维德·玻尔(Niels Henrik David Bohr,),丹麦物理学家,1922年因“他對原子結構以及從原子發射出的輻射的研究”而榮获诺贝尔物理学奖。 玻尔發展出原子的玻尔模型。这一模型利用量子化的概念來合理地解释了氢原子的光谱。他还提出量子力学中的互补原理。20世纪20年代至30年代间量子力学及相关课题研究者的活动中心,哥本哈根大学的理论物理研究所(现名尼尔斯·玻尔研究所),也是由玻尔在1921年创办的。 20世纪30年代,玻尔积极帮助来自纳粹德国的流亡者。在纳粹德国占领丹麥后,玻尔与主持德国核武器开发计划的海森堡进行了一次著名会談。他在得知可能被德国人逮捕后,经由瑞典流亡至英国,並於該國参与了合金管工程。這是英国在曼哈顿计划中承擔的任務。战后,他呼吁各国就和平利用核能进行合作。他参与了欧洲核子研究组织及的创建,并于1957年成为的首任主席。为纪念玻尔,国际纯粹与应用化学联合会决定以他的名字命名107号元素,𨨏。.

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巴克三微中子觀測所

巴克三微中子觀測所 (Baksan Neutrino Observatory,BNO)是NR RAS的一個科學實驗室,座落於蘇聯高加索山的巴克三峽谷。它於1977年開始運作,是前蘇聯這一類觀測所中的第一個。它有一架在巴克三地表之下300公尺的閃爍望遠鏡 ,位於3,500公尺深處的鎵 - 鍺微中子望遠鏡 (SAGE實驗),和一定數量的地面設施。.

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中子

| magnetic_moment.

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中微子通信

中微子通信是一种用中微子作为信息载体的通信方式。.

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中微子探测器

微中子探測器是觀測微中子的實驗設備。 由於微中子只參與弱交互作用,一般探測器需要建造得夠大,以接收到足夠數量的微中子訊號。 微中子探測器一般會選擇建造在地底深處,以屏蔽宇宙射線以及其它背景輻射。 微中子天文學目前仍未成熟,現今已確認來自地球以外的訊號來源只有太陽和超新星SN 1987A。然而未來微中子觀測站將「為天文學家提供透析宇宙的展新視野」。 微中子的探測方法有許多種。.

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中微子振荡

中微子振荡(Neutrino oscillation)是一个量子力学现象,是指微中子在生成時所伴隨的輕子(包括電子、渺子、陶子)味可在之後轉化成不同的味,而被測量出改變。當微中子在空間中傳播時,測到微中子帶有某個味的機率呈現週期性變化。 理论物理学家布鲁诺·庞蒂科夫最先於1957年提出此猜想。 reproduced and translated in and reproduced and translated in 爾後一連串的各种實驗皆觀察到此一現象。微中子振盪也是长期未解决的太陽微中子問題的解答。 中微子振荡无论对理论物理还是实验物理而言都是相当重要的。因为这意味着中微子具有非零的靜質量,这与原始版本的粒子物理标准模型不相吻合。 由於发现了微中子振盪現象存在的證明,並取得微中子質量數據,日本超級神岡探測器的梶田隆章以及加拿大薩德伯里微中子觀測站的阿瑟·麥克唐納兩人獲頒2015年諾貝爾物理學獎。.

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希格斯机制

在標準模型裏,希格斯機制(Higgs mechanism)是一種生成質量的機制,能夠使基本粒子獲得質量。為什麼費米子、W玻色子、Z玻色子具有質量,而光子、膠子的質量為零?希格斯機制可以解釋這問題。希格斯機制應用自發對稱性破缺來賦予規範玻色子質量。在所有可以賦予規範玻色子質量,而同時又遵守規範理論的可能機制中,這是最簡單的機制。根據希格斯機制,希格斯場遍佈於宇宙,有些基本粒子因為與希格斯場之間交互作用而獲得質量。 更仔細地解釋,在规范场论裏,為了滿足定域規範不變性,必須設定规范玻色子的质量為零。由於希格斯場的真空期望值不等於零,希格斯場在最低能量態的平均值,就是「希格斯場的真空期望值」。費曼微積分(Feymann calculus)用來計算的是希格斯場在最低能量態的振動,即希格斯玻色子。造成自發對稱性破缺,因此規範玻色子會獲得質量,同時生成一種零質量玻色子,稱為戈德斯通玻色子,而希格斯玻色子則是伴隨著希格斯場的粒子,是希格斯場的振動。通過選擇適當的規範,戈德斯通玻色子會被抵銷,只存留帶質量希格斯玻色子與帶質量規範向量場。 費米子也是因為與希格斯場相互作用而獲得質量,但它們獲得質量的方式不同於W玻色子、Z玻色子的方式。在规范场论裏,為了滿足定域規範不變性,必須設定費米子的质量為零。通過湯川耦合,費米子也可以因為自發對稱性破缺而獲得質量。 本條目的數學表述內容需要讀者了解一些量子場論的知識。所有方程式都遵守愛因斯坦求合約定。按照粒子物理學慣例,採用CGS單位制為物理量的單位,並且設定光速與約化普朗克常數的數值為1。.

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布魯諾·龐蒂科夫

布魯諾·馬克西莫維奇·龐蒂科夫(Бру́но Макси́мович Понтеко́рво, Bruno Maksimovic Pontecorvo,)是一位出生在義大利的蘇聯物理學家,主要研究的範圍是粒子物理學。他是恩里科·费米的早期助手,然后是在高能物理学许多研究专著的作者,特别对于中微子的研究。.

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弱相互作用

弱相互作用(又稱弱力或弱核力)是自然的四種基本力中的一種,其餘三種為強核力、电磁力及万有引力。次原子粒子的放射性衰變就是由它引起的,恆星中一種叫氫聚變的過程也是由它啟動的。弱相互作用會影響所有費米子,即所有自旋為半奇數的粒子。 在粒子物理學的標準模型中,弱相互作用的理論指出,它是由W及Z玻色子的交換(即發射及吸收)所引起的,由於弱力是由玻色子的發射(或吸收)所造成的,所以它是一種非接觸力。這種發射中最有名的是β衰變,它是放射性的一種表現。重的粒子性質不穩定,由於Z及W玻色子比質子或中子重得多,所以弱相互作用的作用距離非常短。這種相互作用叫做“弱”,是因為β衰變發生的機率比強交互作用低很多,表示它的一般強度比電磁及強核力弱好幾個數量級。大部份粒子在一段時間後,都會通過弱相互作用衰變。弱相互作用有一種獨一無二的特性——那就是夸克味變——其他相互作用做不到這一點。另外,它還會破壞宇稱對稱及CP對稱。夸克的味變使得夸克能夠在六種“味”之間互換。 弱力最早的描述是在1930年代,是四費米子接觸相互作用的費米理論:接觸指的是沒有作用距離(即完全靠物理接觸)。但是現在最好是用有作用距離的場來描述它,儘管那個距離很短。在1968年,電磁與弱相互作用統一了,它們是同一種力的兩個方面,現在叫電弱相互作用。 弱相互作用在粒子的β衰變中最為明顯,在由氫生產重氫和氦的過程中(恆星熱核反應的能量來源)也很明顯。放射性碳定年法用的就是這樣的衰變,此時碳-14通過弱相互作用衰變成氮-14。它也可以造出輻射冷光,常見於超重氫照明;也造就了β伏這一應用領域(把β射線的電子當電流用)。.

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强相互作用

强相互作用是作用于强子之间的力,是所知四种宇宙间基本作用力最强的,也是作用距离第二短的(大约在 10-15 m 范围内,比弱交互作用的範圍大)。另外三种相互作用分别是引力、电磁力及弱相互作用。核子间的核力就是强相互作用。它抵抗了质子之间的强大的电磁力,维持了原子核的稳定。强相互作用也將夸克基本粒子結合成為質子及中子等強子,這也是組成大部份物質的粒子。而且一般質子或中子裡,大部份的質能是以强相互作用場能量的形式存在,夸克只提供了1%的質能。 强相互作用可以在二個地方看到:較大的尺度(約1至3飛米)下,强相互作用將質子及中子結合成為原子的原子核,較小的尺度(約0.8飛米,約為核子的尺寸)下,强相互作用將夸克結合,成為質子、中子或其他強子。强相互作用的作用力非常強,大到束縛一個夸克的能量可以轉換為新的夸克對的質量,强相互作用的這個性質稱為夸克禁閉。 强相互作用是唯一強度不會隨距離減小的作用力,但因為夸克禁閉,夸克會限制和其他夸克在一起,形成的強子之間會有殘留的强相互作用,也稱為核力,核力會隨距離而迅速減少。撞擊原子核釋放的部份束縛能和產生的核力有關,而核力也用在核能及核融合式的核武器中。 强相互作用一般認為是由膠子傳遞的,膠子會在夸克、反夸克及其他膠子之間交換。膠子會帶有色荷,色荷和人眼可見的顏色完全沒有關係,色荷類似電荷,但色荷有六種(紅、綠、藍、反紅、反綠、反藍),因此會形成不同的力,有不同的規則,在量子色動力學(QCD)中有描述,這也是夸克-膠子交互作用的基礎。吳秀蘭等科學家對膠子發現有很大貢獻的科學家,在1995年因此获得了欧洲物理学会髙能和粒子物理奖。 在大爆炸後,電弱時期時,電弱交互作用和强相互作用分離,統一弱交互作用和電磁交互作用的電弱統一理論已經獲得實驗證實。科學家進一步預期有一個大統一理論可以統一電弱交互作用及强相互作用,現今有許多是大統一理論的理論,第一個是哈沃德·乔吉和谢尔登·格拉肖于1974年提出了最早的SU(5)大统一理论,但和實驗不合,其他的理論有SO(10)模型、,但還沒有一個是廣為科學家接受,且有實驗證實的理論,而且許多大統一理論都預言質子衰變,但目前也還沒有實驗支持,大統一理論也還是未解決的物理學問題之一。.

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伽马射线

伽瑪射線(Gamma ray),或γ射線是原子衰變裂解時放出的射線之一。此種電磁波波長在0.01奈米以下,穿透力很強,又攜帶高能量,容易造成生物體細胞內的脫氧核糖核酸(DNA)斷裂進而引起細胞突變,因此也可以作醫療之用。 1900年由法國科學家P.V.維拉德(Paul Ulrich Villard)發現,他將含鐳的氯化鋇通過陰極射線,從照片記錄上看到輻射穿過0.2毫米的鉛箔,拉塞福稱這一貫穿力非常強的輻射為γ射線,是繼α射線、β射線後發現的第三種原子核射線。1913年,γ射線被證實為是電磁波,波長短于0.2 埃,和X射線特性相似但具有比X射線還要強的穿透能力。γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對效應。γ射线即使使用较厚材料阻挡一般也仍然有部分射线泄漏,所以通常只能用半吸收厚度来定量材料的阻隔效果。半吸收厚度是指入射射线强度减弱到一半时阻隔物体的厚度。半吸收厚度其数值d(1/2).

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弗里茨·兹威基

弗里茨·兹威基(Fritz Zwicky,),瑞士天文学家,他的一生幾乎都在加州理工學院工作,在理論和觀測天文學上,包括超新星、星系团等方面做出了重要的贡献。.

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弗雷德里克·莱因斯

弗雷德里克·莱因斯(Frederick Reines,),美国物理学家,加州大学尔湾分校教授,因为对中微子检测的贡献获1995年获诺贝尔物理学奖。.

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引力

重力(Gravitation或Gravity),是指具有质量的物体之间相互吸引的作用,也是物体重量的来源。 引力与电磁力、弱相互作用力及强相互作用力一起构成自然界的四大基本相互作用。在这四种基本相互作用中,引力是最弱的一种,但同时也是一种长程有效作用力。在现代物理学中,引力一般由广义相对论来精确描述,认为引力反映了物体的惯性在弯曲时空中的表现。而经典力学中的牛顿万有引力定律则是对引力在通常物理条件下的极好的近似描述。 在地球上,地球对地面附近物体的万有引力赋予了物体的重量,并使物体落向地面。在宇宙中,引力让物质聚集而形成天体,同时也让天体之间相互吸引,形成按照轨道运转的天体系统。此外,月球以及太陽对地球上海水的引力,形成了地球上的潮汐。.

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引力透镜

引力透镜效應(gravitational lensing),根據廣義相對論,就是當背景光源发出的光在引力场(比如星系、星系團及黑洞)附近經過時,光线會像通過透鏡一樣發生彎曲。光线弯曲的程度主要取决于引力场的强弱。分析背景光源的扭曲,可以帮助研究中间作為“透镜”的引力场的性质。根据尺度与效果的不同,引力透镜效应可以分为强引力透镜效应和弱引力透镜效应。 一般从数学上来讲,面质量密度(\kappa)大于1的为强引力透镜区域,小于1的为弱引力透镜区域。在强透镜区域一般可以形成多个背景源的像,甚至圆弧(又称“爱因斯坦环”,Einstein Ring),而弱透镜区域则只产生比较小的扭曲。强透镜方法通过对爱因斯坦环的曲率和多个像的位置的分析,可以估计测量透镜天体质量。弱透镜方法通过对大量背景源像的统计分析,可以估算大尺度范围天体质量分布,并被认为是现在宇宙学中最好的测量暗物质的方法。 1980年,天文学家观测到类星体Q0957+561发出的光在它前方的一个星系的引力作用下弯曲,形成了两个一模一样的类星体的像。这是人类第一次观察到引力透镜效应。.

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微中子天文学

中微子天文学以测量中微子的流量为主要手段,研究天体物理过程。恒星内部的核反应、超新星爆发等过程都会发出大量的中微子。中微子是一种轻子,不参与强相互作用和电磁相互作用,与普通物质的反应截面很小,平均自由程很长,给探测带来了很大的困难。太阳中微子是在太阳内部核反应过程中产生的,在地球附近具有很高的流量。因为中微子与物质的弱相互作用,中微子提供了一个独特的机会去观察那些光学望远镜无法接触的过程。 中微子天文学领域仍然处于非常初期的阶段 - 唯一证实地球之外来源至今为止仅有太阳和超新星SN 1987A。.

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保罗·狄拉克

保羅·埃德里安·莫里斯·狄拉克,OM,FRS(Paul Adrien Maurice Dirac,),英国理論物理學家,量子力學的奠基者之一,曾經主持劍橋大學的盧卡斯數學教授席位,並在佛羅里達州立大學度過他人生的最後十四個年頭。 狄拉克在物理學上有諸多開創性的貢獻。他統合了維爾納·海森堡的矩陣力學和埃爾溫·薛定谔的波動力學,發展出了量子力學的基本數學架構。他給出的狄拉克方程式可以描述费米子的物理行為,解釋了粒子的自旋,並且首先預測了反粒子的存在。而他在路徑積分和二次量子化也扮演了的先驅者的角色,為後來量子電動力學的發展奠定了重要的基礎。此外,他將拓扑的概念引入物理學,提出了磁單極的理論。 1933年,因為“發現了在原子理論裡很有用的新形式”(即量子力学的基本方程——薛定谔方程和狄拉克方程),狄拉克和薛丁格共同获得了诺贝尔物理学奖,是當時史上最年輕獲獎的理論物理學家。.

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地球大气层

地球大氣層,又稱大氣圈,因重力關係而圍繞著地球的一層混合氣體,是地球最外部的气体圈层,包围着海洋和陆地,大气圈没有确切的上界,在离地表2000-16000公里高空仍有稀薄的气体和基本粒子,在地下、土壤和某些岩石中也会有少量氣體,它们也可視同大气圈的組成部分,地球大气的主要成分為氮、氧、氩、二氧化碳和不到0.04%比例的微量氣體,這些混合氣體即稱為空氣,地球大气圈气体的总质量约为5.136×1021克,相当于地球总质量的百万分之0.86,由于地球引力作用,几乎全部的气体集中在离地面100公里的熱层、其中99%在低於25~30公里以內,地球高密度大氣的氣壓也相當驚人,海平面每平方公尺所受空氣擠壓高達11公噸,每立方公尺的空氣質量可達1.29kg之多。大氣層保護地表避免太陽輻射直接照射,尤其是紫外線;也可以減少一天當中極端溫差的出現。.

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國立清華大學

國立清華大學,簡稱清大、清華、新竹清華,為高教深耕計畫遴選出參與全球鏈結全校型計畫的四所大學之一,原建於北平市,1956年於臺灣新竹市復校,與國立交通大學及新竹科學工業園區相鄰,有9個學院、17個部門和22個獨立研究院所。該校之象徵物為梅花與紫荊,吉祥物為大熊貓,並於每年定期舉辦「清華紫荊季」活動。 該校之設置幾經更迭,並自國共內戰後由梅貽琦主導於1955年在臺復校。該校現為臺灣聯合大學系統成員。 該校校區內有北京清華二校门的等比例縮小複製品,象徵兩校之間淵源深厚、一脈相承。新竹清華與北京清華更有「一筆寫不出兩個清華」的說法。現雙方合作提供MOOC課程、學術訪問制度及雙聯學位課程,並與廈門市三方共建「清華海峽研究院」,促進兩岸學術及文化交流。在美國的清華校友會亦同時為北京清華與新竹清華之校友服務。 2017年,QS排名中,清大為世界第151名。2016年,ARWU排名中,清大落於世界第301至400名區間。.

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利昂·萊德曼

利昂·莱德曼(Leon Lederman,),美国物理学家,1988年诺贝尔物理学奖获得者。.

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味 (粒子物理學)

在粒子物理學中,味或風味(英文︰Flavour)是基本粒子的一種量子數。在量子色動力學中,味是一種總體對稱。另一方面,在電弱理論中,這種對稱被打破,因此存在味變過程,例如夸克衰變或中微子振盪。.

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光子

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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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克莱德·科温

小克莱德·洛蘭·科温(Clyde Lorrain Cowan Jr,),美国物理学家,中微子的发现者之一。1956年,他与弗雷德里克·莱因斯等人共同发现了电中微子。弗雷德里克·莱因斯获得了1995年诺贝尔物理学奖,而科温因为早逝而未在获奖名单中。 Category:美国物理学家 Category:美國第二次世界大戰軍事人物 Category:安葬於阿靈頓國家公墓者 Category:喬治華盛頓大學教師 Category:美國陸軍航空軍軍官 Category:聖路易斯華盛頓大學校友.

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勞侖茲協變性

物理學中,勞侖茲協變性(Lorentz covariance)是時空的一個關鍵性質,出自於狹義相對論,適用於全域性的場合。局域勞侖茲協變性(Local Lorentz covariance)所指為僅「局域」於各點附近無限小時空區域的勞侖茲協變性,此則出於廣義相對論。勞侖茲協變性有兩個不同、但緊密關聯的意義:.

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玻尔磁子

玻尔磁子(Bohr magneton),或稱--,以物理學家尼尔斯·玻尔為名,是根據量子力學理論所得,與電子相關的磁矩基本單位,是一項常數。其用在電子軌域角動量及自旋角動量相關磁性的表示。 電磁學常用的單位有兩種,一種是國際單位制,另一種則是厘米-克-秒制。因此,波耳磁元的定義也有兩種不同的定義。 在國際標準公制下,其定義為: 而在高斯制下,其定義為: 其中e為電子電荷,\hbar為約化普朗克常數,me為電子質量,而c則為光速。.

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王淦昌

王淦昌(),出生於江蘇省常熟縣支塘鎮楓塘灣,逝於北京。核物理学家,中国惯性约束核聚变研究的奠基者,参与中国核武器研制的主要科学技术领导人之一,被中国政府授予两弹一星功勋奖章。 1961至1978年研究原子弹和氢弹间,为保密需要化名王京。 2000年,中国物理学会为纪念胡刚复等五位物理学界前辈,设立了胡刚复、饶毓泰、叶企孙、吴有训、王淦昌物理学奖,其中王淦昌物理奖授予粒子物理和惯性约束核聚变方面有突出成就的物理学家。.

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科学 (期刊)

《科学》(Science)是美国科学促进会出版的一份学术期刊,為全世界最权威的学术期刊之一。 該期刊的主要關注點是出版重要的原創性科學研究和科研綜述,此外《科學》也出版科學相關的新聞、关于科技政策和科学家感兴趣的事务的观点。不像大多數科學期刊專注於某一特定領域,《科學》和它的對手《自然》期刊涵蓋了所有學科。根據期刊引證報告,《科學》在2014年的影響因子為33.611。 雖然《科學》是美國科學促進會的期刊,但發表文章并不需要美国科学促进会的會員資格。《科學》收到世界各地作者的論文。發表文章的競爭極其激烈,因為發表在這樣高引用率期刊上文章可以為作者吸引關注并有助於其職業發展。但是提交給編輯的文章只有不到10%會被接受發表,所有的研究文章在見刊之前皆須同行評審。.

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科学美国人

《科学美国人》(英文原名:Scientific American,缩写:SciAm)是一本美国的科普杂志。 自1845年創刊以來,許多具聲譽的科學家都曾投稿發表於該刊物。該刊物亦是美國境內最古老的連續出版月刊雜誌。 《科学美国人》在2005年12月時每個月約有555,000份美國國內發行量,以及90,000份的國際發行量。雖然被認為是高水準的期刊,但這本雜誌並不採用類似《自然》杂志同行評審的方式審查稿件,而是提供一個論壇来呈现科學理論和科学新發現,並以更大的讀者群為其目標。.

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秒差距

差距(parsec,符號為pc)是一個宇宙距離尺度,用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離,但於2015年時被重新定義為一個精確值,為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年(31兆公里或19兆英里)。離太陽最近的恆星比鄰星,距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星,可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年,由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞,由「1角秒(arcsecond)的視差(parallax)」組合而來,使天文學家可以只從原始觀測數據,就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因,即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位,秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述,但在描述宇宙大尺度的用途上,會將其加上詞頭來應用,如千秒差距(kpc)表示銀河系內與周圍物體的距離,百萬秒差距(Mpc)描述銀河系附近所有星系的距離,吉秒差距(Gpc)則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月,國際天文學聯合會通過B2決議文,將絕對星等與進行標準定義,也包含將秒差距定義為一個精確值,即天文單位,或大約公尺(基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義)。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.

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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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索尔维会议

索尔维国际物理学化学研究会(Institut International de Physique Solvay)是由比利时企业家欧内斯特·索尔维于1912年在布鲁塞尔创办的一个学会。此前一年他透过邀请举办了第一届国际物理学会议,即第一次索尔维会议(Conseils Solvay)。在此次成功之后,研究会继续负责邀请世界著名的物理学家和化学家对前沿问题进行讨论的会议。索尔维会议致力于研究物理学和化学中突出的前沿问题,每三年举办一次。第24届国际物理学索尔维会议2008年在布鲁塞尔举行,主题为:量子力学凝聚态。 由于前几次索尔维会议适逢20世纪10年代-30年代的物理学大发展时期,参加者又都是一流物理学家与化学家,使索尔维会议在物理学发展史上占有重要地位。.

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纽约时报

纽约时报(The New York Times,缩写作 NYT)是一家美國日報,由紐約時報公司於1851年9月18日在美國紐約創辦和持續出版。和《华尔街日报》的保守派旗舰报纸地位相对应,《纽约时报》是美国親自由派的第一大报。 它最初被称作《纽约每日时报》(The New-York Daily Times),创始人为亨利·J·雷蒙德和。.

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维塔利·拉扎列维奇·金兹堡

维塔利·拉扎列维奇·金兹堡(Виталий Лазаревич Гинзбург,Vitaly Lazarevich Ginzburg,),苏联著名理论物理学家和天体物理学家。.

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维尔纳·海森堡

维尔纳·海森堡(Werner Heisenberg,),德国物理学家,量子力学创始人之一,“哥本哈根学派”代表性人物。1932年,海森堡因為“创立量子力学以及由此导致的氢的同素异形体的发现”而榮获诺贝尔物理学奖。 他对物理学的主要贡献是给出了量子力学的矩阵形式(矩阵力学),提出了“不确定性原理”(又称“海森堡不确定性原理”)和S矩阵理论等。他的《量子论的物理学原理》是量子力学领域的一部經典著作。.

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置信区间

在统计学中,一个概率样本的置信区间(Confidence interval),是对这个样本的某个总体参数的区间估计。置信区间展现的是,这个总体参数的真实值有一定概率落在與該测量结果有關的某對應區間。置信区间给出的是,聲稱总体参数的真實值在测量值的區間所具有的可信程度,即前面所要求的“一定概率”。这个概率被称为置信水平。举例来说,如果在一次大选中某人的支持率为55%,而置信水平0.95上的置信区间是(50%,60%),那么他的真实支持率落在50%和60%之区间的机率為95%,因此他的真实支持率不足50%的可能性小于2.5%(假设分布是对称的)。 如例子中一样,置信水平一般用百分比表示,因此置信水平0.95上的置信区间也可以表达为:95%置信区间。置信区间的两端被称为置信极限。对一个给定情形的估计来说,置信水平越高,所对应的置信区间就会越大。 对置信区间的计算通常要求对估计过程的假设(因此属于参数统计),比如说假设估计的误差是成正态分布的。 置信区间只在频率统计中使用。在中的对应概念是可信区间。但是可信区间和置信区间是建立在不同的概念基础上的,因此一般上说取值不会一样。置信空间表示通过计算估计值所在的区间。置信水平表示准确值落在这个区间的概率。置信区间表示具体值范围,置信水平是个概率值。例如:估计某件事件完成会在10~12日之间,但这个估计准确性大约只有80%:表示置信区间(10,12,置信水平80%。要想提高置信水平,就要放宽信賴區間。.

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美茵茨

#重定向 美因茨.

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热暗物质

熱暗物質(英语:Hot Dark Matter,简称HDM)是暗物质的一種形式,包括以的速度移動的微粒。熱暗物質的最佳候選者是神祕的中微子(neutrino.)。微中子的質量非常低,並且與四種基本力中的二者-電磁力和強力不起作用。微中子雖然會和弱力和重力作用,但因為這兩種力量很微弱,因此彼此間的互動很難被察覺。一些計畫,像是在日本岐阜縣的超級神岡中微子觀測所,就是在研究這些微中子。 暗物質是不會與電磁輻射作用的物質,因而無法用電磁波探測。他被假設存在,以解釋大爆炸之後如何產生了星系和星系團。從星系自轉曲線得到的數據顯示,星系的質量有90%是看不見的暗物質。它們只能由重力的作用被查覺。 熱暗物質不能解釋大爆炸之後各別的星系是如何形成的,由柯比衛星測量到的微波背景輻射是非常平滑,而快速移動的粒子不可能在初期是如此平滑的小尺度下聚集在一起。要解釋在宇宙早期的小尺度結構必須要借助於冷暗物质。因此熱暗物質在現今的理論中,只在混合暗物質部分的理論中被討論。.

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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。.

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电子俘获

电子俘获(Electron capture)是富质子的原子核吸收一个自身轨道的电子(使一个质子转变为中子)、并同时发射出一个中微子的过程。伴随发生的过程还包括光子的辐射(伽马射线),使新产生原子核的能级降至基态。.

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电中微子

电中微子(Electron neutrino),为三种中微子的一种。因为它总伴随着电子,所以称为电中微子。沃尔夫冈·泡利在1930年预言到它的存在,1956年克萊德·科溫、弗雷德里克·莱因斯等人在实验中证实了泡利的预言。中微子不可直接探测。若電中微子和中子碰撞,會產生質子和電子和些許的能量。.

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物理宇宙学

物理宇宙学是天体物理学的分支,它是研究宇宙大尺度结构和宇宙形成及演化等基本问题的学科。宇宙学的研究对象是天体运动和它的第一起因,在人类历史的很长一段时期曾是形而上学的一部份。作为科学,宇宙学起源于哥白尼原则和牛顿力学,它们指出天体和地球上的物体遵守同样的物理原理并解释了天体的运动。现在这一分支被称为天体力学。一般认为,物理宇宙学起源于二十世纪的爱因斯坦广义相对论和对极远天体的天文观测。 二十世纪的科技进步使对宇宙起源的猜测成为可能。它也帮助建立了被绝大多数宇宙学家公认作理论和观测基础的大爆炸理论。(虽然职业宇宙学家认为大爆炸理论给观测以最好的解释,一些人至今仍在鼓吹另类宇宙学如等离子体宇宙学和稳恒态宇宙学。)大致来说,物理宇宙学处理的对象是宇宙中最大的物体(如星系,星系团,超星系团),最早形成的物体(如类星体)和几乎均匀的最早期宇宙(大爆炸,宇宙暴脹,微波背景辐射)。 宇宙学是比较特别的学科。它对粒子物理,场论有很强的关联。它的其他来源包括天体物理,广义相对论和等离子体物理的研究。.

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物理评论

物理评论(Physical Review,简称Phys.),为美国的一个学术性期刊,创办于1893年。该杂志刊登物理学各方面的最新研究成果以及科学评论等文章。该杂志由美国物理学会出版发行。 物理评论分为ABCDE等分刊。.

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特羅伊茨克 (莫斯科)

特羅伊茨克 (Тро́ицк)是俄羅斯莫斯科州的一個城市,位於莫斯科西南。2002年人口32,653人。 1646年首次被提及。1977年設市。2012年7月1日起併入莫斯科市。.

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特殊么正群

#重定向 特殊酉群.

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牛津大學出版社

牛津大學出版社(Oxford University Press,簡稱OUP)是世界上規模最大的大學出版社,排行第二的是劍橋大學出版社,每年出版的書刊逾4000種。該社是牛津大學其中一個部門 ,掌管該社的監督委員會的成員,均是由校長委任的牛津大學教職員。 該大學涉足印刷行業可追溯至1480年,初時為印刷聖經、祈禱書和學術著作的主要印刷商。在19世紀時承印了牛津英文字典的項目,而其業務亦不斷擴充,涉獵兒童讀物、教科書、音樂、雜誌、世界經典系列,以及英語語言文字教學書籍等。隨着開拓國際市場,該社開始在英國以外的地方開設辦公室,首間位於紐約(1896年)。又隨着電腦的普及和經營環境改變,該社位於牛津的印刷廠於1989年關閉。其印刷和訂裝工作早已外包。.

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狭义相对论

-- 狭义相对论(英文:Special relativity)是由爱因斯坦、洛仑兹和庞加莱等人创立的,應用在惯性参考系下的时空理论,是对牛顿时空观的拓展和修正。爱因斯坦在1905年完成的《論動體的電動力學》論文中提出了狭义相对论Albert Einstein (1905) "", Annalen der Physik 17: 891; 英文翻譯為George Barker Jeffery和 Wilfrid Perrett翻譯的(1923); 另一版英文翻譯為Megh Nad Saha翻譯的On the Electrodynamics of Moving Bodies(1920).

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狄拉克機制

#重定向 狄拉克费米子.

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螺旋

螺旋是一種像螺線及螺絲的扭紋曲線,為一種在生物學上常見的形狀,例如在DNA及多種蛋白質均可發現這種結構。 螺旋分為左旋和右旋。從螺旋中心沿軸線望去,如果螺旋由近至远為逆時針方向,便是左旋,相反則是右旋。大部份螺絲的螺旋是右旋,但在生物結構上左旋和右旋均常見。判斷左旋右旋可以用手比對:握拳豎起的大拇指指向軸線方向,假想螺旋是沿着四指方向環繞軸線的,若螺旋延伸的方向和左手大拇指一致則螺旋爲左手螺旋,反之爲右手螺旋。 兩個螺旋交纏在一起稱為雙股螺旋。 Category:曲线.

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靶恩

靶恩(符號為b,也簡稱為靶)是一種面積單位,原先用於核物理中描述原子核及核反應的截面,今天則用於所有高能物理學領域中描述任何散射過程的截面,並通常能代表細小粒子發生相互作用的機率。一個靶恩的定義為10−28 m2(100 fm2),大約為一個鈾原子核的截面面積。靶恩也在核四極共振和核磁共振中用作面積單位,量化核子與電場斜率之間的交互作用。雖然靶恩並不是國際單位制單位,但由於長期使用於粒子物理學而被承認。 它是國際單位制所接受的少數單位之一,也是最近期被承認的(節和巴是其他可接受有限使用的非國際單位制單位)。.

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馬約拉納方程式

約拉納方程式是相對論性的波動方程式。它與狄拉克方程式相似,然而式子中包含了粒子的共軛。此方程式由義大利物理學家埃托雷·馬約拉納(Ettore Majorana)提出。 馬約拉納方程式在費曼的表示法下形式如下: 其中粒子的共軛\psi_c定義為: 方程式(1)也可以改寫成: 若\psi.

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马约拉纳费米子

约拉纳费米子(Majorana fermion)是一种费米子,它的反粒子就是它本身,1937年,埃托雷·马约拉纳發表論文假想這種粒子存在,因此而命名。與之相異,狄拉克费米子,指的是反粒子与自身不同的费米子。 除了中微子以外,所有標準模型的費米子的物理行為在低能量狀況與狄拉克費米子雷同(在電弱對稱性破壞後),但是中微子的本質尚未確定,中微子可能是狄拉克費米子或马约拉纳费米子。在凝聚體物理學裏,马约拉纳费米子以準粒子激發的形式存在於超導體裏,它可以用來形成具有的马约拉纳束縛態。.

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詹姆斯·查德威克

詹姆斯·查德威克爵士,CH,FRS(Sir James Chadwick,),英国物理学家,因於1932年发现中子而获1935年诺贝尔物理学奖。1941年,他为核武器报告的最後稿本执笔,这份报告促使美國政府開始积极进行核武器研究。第二次世界大戰期間,他担任曼哈頓計劃英國小組的組長。因對物理學的貢獻,他於1945年在英格蘭被冊封為爵士。.

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高能立體視野望遠鏡

能立體視野望遠鏡(High Energy Stereoscopic System 或 H.E.S.S.)是新世代的大氣契倫可夫影像望遠鏡(IACT)系統,用來研究能量從100G至1TeV,來自宇宙的γ射線。縮寫被選擇用來紀念開啟宇宙線觀測的維克托·赫斯。 這個名稱也強調望遠鏡的兩個主要特點,一是用幾架望遠鏡在不同的視角下同時觀測大氣簇射,二是望遠鏡的組合可以成為一個大的系統,可以有效的增加觀測γ射線的面積。H.E.S.S.允許在探索蟹狀星雲的γ射線時,可以分辨出數千個不同流量的強度。 H.E.S.S.座落在西南菲納米比亞,靠近Gamsberg的Cranz家族農場,是一個光學品質絕佳的場所。H.E.S.S.計畫第一階段有4架望遠鏡,在2002年開始運作,在2003年12月4架望遠鏡都開始運作。 在2004年,H.E.S.S.是首先嘗試IACT解析出空間中來自宇宙的γ射線來源。 在2005年,H.E.S.S.宣布找到了8個新的高能γ射線源,使已知的來源數量加倍。有兩個這樣的來源不能與已知的超新星殘骸或波霎對應,增加了新物理和存在一些"暗天體"的可能性。.

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诺贝尔物理学奖

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質子

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質子衰變

質子衰變,在粒子物理學上,是一個假設的放射性衰變,這假設預言了質子在衰變的時候,會變成更輕的次原子粒子,通常是中性π介子和正電子。質子衰變從未被證實,至今仍沒有證據顯示質子衰變的可能。 在標準模型理論中,質子是重子的一種,理論上它是穩定的,因質子的重子數是大致守恆。即質子不會以微擾的形式衰變成其他粒子,因為質子已經是最輕的(因而也是最低能量的)重子。 (GUTs)明確地否定了重子數的對稱性,允許質子經由X玻色子而衰變。質子衰變是各式提議的 GUTs 中少數可觀察的一種。現時,所有試圖觀察這個衰變的實驗無一成功。.

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质量

在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”,但是在科学上,这两个词表示物质不同的属性(参见质量对重量)。 在物理上,质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一:.

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费米子

在粒子物理學裏,费米子(fermion)是遵守费米-狄拉克统计的粒子。費米子包括所有夸克與輕子,任何由奇數個夸克或輕子組成的複合粒子,所有重子與很多種原子與原子核都是費米子。術語費米子是由保羅·狄拉克給出,紀念恩里科·費米在這領域所作的傑出貢獻。 費米子可以是基本粒子,例如電子,或者是複合粒子,例如質子、中子。根據相對論性量子場論的自旋統計定理,自旋為整數的粒子是玻色子,自旋為半整數的粒子是費米子。除了這自旋性質以外,費米子的重子數與輕子數守恆。因此,時常被引述的「自旋統計關係」實際是一種「自旋統計量子數關係」。 根據費米-狄拉克統計,對於N個全同費米子,假設將其中任意兩個費米子交換,則由於描述這量子系統的波函數具有反對稱性,波函數的正負號會改變。由於這特性,費米子遵守包利不相容原理:兩個全同費米子不能占有同樣的量子態。因此,物質具有有限體積與硬度。費米子被稱為物質的組成成分。質子、中子、電子是製成日常物質的關鍵元素。.

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费米国立加速器实验室

费米国立加速器实验室(Fermi National Accelerator Laboratory,缩写为Fermilab或FNAL),简称费米实验室,是隶属于美国能源部的一所国家实验室,位于美国伊利诺斯州巴达维亚附近的草原上。.

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费米—狄拉克统计

#重定向 费米-狄拉克统计.

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超级神冈探测器

超级神冈探测器(Super-Kamiokande,可縮寫為Super-K或SK;スーパーカミオカンデ),全名為超級神岡中微子探測實驗(Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment),是日本東京大學在岐阜縣飛驒市神岡町的茂住礦山一个深达1000米的废弃砷矿中建造的大型中微子探测器。其目标是探测质子衰变以及被设计来寻找太阳、地球大气的中微子,并观测銀河系內超新星爆发。.

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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。.

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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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超新星早期预警系统

超新星早期預警系統 (SNEWS)是個檢測微中子的網路,可以為天文學家提供銀河系或鄰近的星系,像是大麥哲倫星系、大犬座矮星系等的超新星早期預警。在紅巨星等恆星塌縮時,在核心會產生大量的微中子。在目前的模型中,這些微中子是在超新星的亮度高峰之前發出的,所以原則上微中子檢測器可以提前給天文學家一個超新星已經產生,可能很快就能看到的警訊。來自超新星SN 1987A的微中子脈衝在光子抵達之前3小時就已經被工作中的SNEWS檢測到。 目前SNEWS的成員包括Borexino、超級神岡、LVD、SNO和IceCube。目前SNO 正在進行升級為SNO+的計畫,暫時不能參與檢測工作。 ,SNEWS沒有提供任何的超新星警訊。.

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輕子

輕子(Lepton)是一種不参與强相互作用、自旋为1/2的基本粒子。電子是最為人知的一種輕子;大部分化學領域都會涉及到與電子的相互作用,原子不能沒有它,所有化學性質都直接與它有關。輕子又分為兩類:「帶電輕子」與「中性輕子」。帶電輕子包括電子、緲子、陶子,可以與其它粒子組合成複合粒子,例如原子、電子偶素等等。 在所有帶電輕子中,電子的質量最輕,也是宇宙中最穩定、最常見的輕子;質量較重的緲子與陶子會很快地衰變成電子,緲子與陶子必須經過高能量碰撞製成,例如使用粒子加速器或在宇宙線探測實驗。中性輕子包括電中微子、緲中微子、陶中微子;它們很少與任何粒子相互作用,很難被觀測到。 輕子一共有六種風味,形成三個世代。 第一代是電輕子,包括電子()與電中微子 ()。第二代是緲輕子,包括緲子()與緲中微子 ()。第三代是陶輕子,包括陶子()與陶中微子()。 輕子擁有很多內秉性質,包括電荷、自旋、質量等等。輕子與夸克有一點很不相同:輕子不會感受到強作用力。輕子會感受到其它三種基礎力:引力、弱作用力、電磁力。但是,由於中微子的電性是中性,中微子不會感受到電磁力。每一種輕子風味都有其對應的反粒子,稱為「反輕子」。帶電輕子與對應的反輕子唯一不同之處是帶有電荷的正負號相反。根據某些理論,中微子是自己的反粒子,但這論點尚未被證實。 在標準模型裏,輕子扮演重要角色,電子是原子的成分之一,與質子、中子共同組成原子。在某些被合成的奇異原子裏,電子被更換為緲子或陶子。像電子偶素一類的輕子-反輕子粒子也可以被合成。.

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阿瑟·麦克唐纳

阿瑟·布魯斯·麦克唐纳(Arthur Bruce McDonald,),加拿大物理学家、萨德伯里中微子观测站研究所主任,皇后大学的戈登和派翠西亞·葛雷粒子天体物理主席。2015年,由於「發現中微子震盪,並且因此证明中微子具有質量」,麦克唐纳與梶田隆章分享諾貝爾物理學獎 。.

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薩德伯里微中子觀測站

薩德伯里微中子觀測站(Sudbury Neutrino Observatory,缩写为SNO)是位於加拿大安大略省薩德伯里2100米深的镍矿中的中微子觀測站。因為對於中微子振盪的發現做出重大貢獻,SNO實驗主任阿瑟·麥克唐納榮獲2015年諾貝爾物理學獎。薩德伯里微中子觀測站的建立是為了要研究太陽中微子問題。觀測站的中微子探測器主要是用來探測太陽中微子,通過它們與重水的相互作用。探測器從1999年5月開始啟用,直到2006年11月為止。雖然探測器已停止運作,在未來數年中,SNO團隊仍會繼續分析在那段時期獲得的數據。現今(2015年),已被擴充的地下實驗室仍舊繼續被用來進行其它SNOLAB實驗。SNO的設備正在整修,準備未來用於實驗。.

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银河系

銀河星系(古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等),是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星,並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年,在有著濃密氣體和塵埃,被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置,公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看,因為是從盤狀結構的內部向外觀看,因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老,因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球,並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源,可能是個超大質量黑洞,被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學,因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系,它們都是本星系群的成員,並且是室女超星系團的一部分;而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.

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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。.

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重水

重水(或称氘代水,化学式D2O或者2H2O)是水的一種,它的摩尔质量比一般水要重。普通的水(H2O)是由兩個只具有質子的氫原子和一個氧16原子所組成,但在重水分子內的兩個氫同位素氘,比一般氫原子有各多一個中子,因此造成重水分子的質量比一般水要重。地球上的水大約有 6,400分之一是半重水(HDO)。 由於普通水和重水都是由相同數量的氫和氧原子組成,兩者的化學反應皆會接近相同。但在物理上,重水的凝固点(即固態水的熔點)和沸點比普通水稍高,在一個大氣壓力下,重水的凝固點是攝氏3.82度,沸點是攝氏101.4度,密度為1.1056g/cm3。 有另一種重水稱為半重水,HDO,它只有一個氫原子是多一個中子的重氫。一般的半重水都並不純正,通常是50%HDO,25%的H2O 及 25%的D2O。除了由重氫組成的重水分子外,還有一種由重氧原子(氧17或氧18)組成的重水分子,稱為「重氧水」。由於分離出重氧水分子的難度較高,因此提煉純正重氧水的成本會比重氫水為高。.

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量子引力

量子引力,是對引力場進行量子化描述的理論,屬於萬有理論之一。研究方向主要嘗試結合廣義相對論與量子力學,是當前物理學尚未解决的問題。當前主流嘗試理論有:超弦理論、迴圈量子重力理論。引力波的发现,为量子引力理论提供了新的佐证。.

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自然 (期刊)

《自然》(Nature)是世界上最早的科学期刊之一,也是全世界最权威及最有名望的学术期刊之一,首版於1869年11月4日。虽然今天大多数科学期刊都专一於一个特殊的领域,《自然》是少数(其它类似期刊有《科学》和《美国国家科学院院刊》等)依然发表来自很多科学领域的一手研究论文的期刊。在许多科学研究领域中,每年最重要、最前沿的研究结果是在《自然》中以短文章的形式发表的。 《自然》的主要读者是从事研究工作的科学家,但期刊前部的文章概括使得一般公众也能理解期刊内最重要的文章。期刊开始部分的社论、新闻及专题文章报道科学家一般关心的事物,包括最新消息、研究资助、商业情况、科学道德和研究突破等。期刊也介绍与科学研究有关的书籍和艺术。期刊的其余部分主要是研究论文,这些论文往往非常紧密,非常具有技术性。 在《自然》上发表文章是非常光荣的,《自然》上的文章经常被引用,这有助于晋升、获得资助和获得主流媒体的关注。因此科学家之间在《自然》或《科学》上发表文章上的竞争非常强。但是与其它专业的科学杂志一样,在《自然》上发表的文章需要经过严格的同行评审。在发表前编辑选择其他在同一领域有威望的、但与作者无关的科学家来检查和评判文章的内容。作者要对评审做出的批评给予反应,比如更改文章内容,提供更多的试验结果,否则的话编辑可能拒绝该文章。.

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自旋

在量子力学中,自旋(Spin)是粒子所具有的内稟性質,其運算規則類似於經典力學的角動量,並因此產生一個磁場。雖然有時會與经典力學中的自轉(例如行星公轉時同時進行的自轉)相類比,但實際上本質是迥異的。經典概念中的自轉,是物體對於其質心的旋轉,比如地球每日的自轉是順著一個通過地心的極軸所作的轉動。 首先對基本粒子提出自轉與相應角動量概念的是1925年由、喬治·烏倫貝克與三人所開創。他們在處理電子的磁場理論時,把電子想象为一個帶電的球體,自轉因而產生磁場。後來在量子力學中,透過理論以及實驗驗證發現基本粒子可視為是不可分割的點粒子,所以物體自轉無法直接套用到自旋角動量上來,因此僅能將自旋視為一種内禀性質,為粒子與生俱來帶有的一種角動量,並且其量值是量子化的,無法被改變(但自旋角動量的指向可以透過操作來改變)。 自旋對原子尺度的系統格外重要,諸如單一原子、質子、電子甚至是光子,都帶有正半奇數(1/2、3/2等等)或含零正整數(0、1、2)的自旋;半整數自旋的粒子被稱為費米子(如電子),整數的則稱為玻色子(如光子)。複合粒子也帶有自旋,其由組成粒子(可能是基本粒子)之自旋透過加法所得;例如質子的自旋可以從夸克自旋得到。.

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英国广播公司

英国广播公司(British Broadcasting Corporation,縮寫:BBC;又譯「英國國家廣播公司」以強調其公營地位)是英国的一家资金主要来自英国国民缴纳的电视牌照费且独立运作的公共媒体,也是世界最大的公共广播公司。在相当长的一段时间内,BBC一直垄断着英国的电视、电台广播业务。在1955年英国独立电视台成立之前,BBC一直是全英国唯一的电视、电台广播公司。今天BBC除了是一家在全球拥有高知名度的媒体,还提供其他各种服务,包括书籍出版、报刊、英语教学、交响乐团、互联网新闻服务。.

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雷蒙德·戴维斯

雷蒙德·戴維斯(Raymond "Ray" Davis, Jr.,),美国化學、物理學家,戴維斯、小柴昌俊與里卡尔多·贾科尼,共同獲頒2002年諾貝爾物理學獎,戴維斯與小柴昌俊因「在天體物理學中的開創性貢獻,特別是探測宇宙中微子」共享一半獎金、另一半頒給里卡尔多·贾科尼。.

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電子簡併壓力

電子簡併壓強是由泡利不相容原理產生的力,說明兩個費米子不能同時佔有相同的量子態,這種力量也是物質可以被壓縮的極限。在恆星物理中,這是一個很重要的物理量,因為它造就白矮星的存在。.

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電弱交互作用

在粒子物理學中,電弱交互作用是電磁作用與弱交互作用的統一描述,而這兩種作用都是自然界中四種已知基本力。雖然在日常的低能量情況下,電磁作用與弱作用存在很大的差異,然而在超過統一溫度,即數量級在100 GeV的情況下,這兩種作用力會統合成單一的電弱作用力。因此如果宇宙是足夠的熱(約1015K,在大爆炸發生不久以後溫度才降至比上述低的水平),就只有一種電弱作用力,不會有分開的電磁作用與弱交互作用。 由於將基本粒子的電磁作用與弱作用統一的這項貢獻,阿卜杜勒·薩拉姆、謝爾登·格拉肖以及史蒂文·溫伯格獲頒1979年的諾貝爾物理獎。電弱交互作用的理論目前經以下兩個實驗證明存在:.

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電磁力

電磁力(electromagnetic force)是處於電場、磁場或電磁場的帶電粒子所受到的作用力。大自然的四種基本力中,電磁力是其中一種,其它三種是強作用力、弱作用力、引力。光子是傳遞電磁力的媒介。在電動力學裏,電磁力稱為勞侖茲力。延伸至相對論性量子場論,在量子電動力學裏,兩個帶電粒子倚賴光子為媒介傳遞電磁力。帶電粒子是帶有淨電荷的粒子。電荷是基本粒子的內秉性質。只有帶電粒子或帶電物質(帶有淨電荷的物質)才能夠感受到電磁力,也只有帶電粒子或帶電物質才能夠製成電場、磁場或電磁場來影響其它帶電粒子或帶電物質。 對於決定日常生活所遇到的物質的內部性質,電磁力扮演重要角色。在物質內部,分子與分子之間彼此相互作用的分子間作用力,就是電磁力的一種形式。分子間作用力促使一般物質呈現出各種各樣的物理與化學性質。由於電子與原子核分別帶有的負電荷與正電荷,它們彼此之間會以電磁力相互吸引,使得電子移動於環繞著原子核的原子軌道,與原子核共同組成原子。分子的建構組元是原子。幾個鄰近原子的電子與電子、電子與原子核、原子核與原子核,以電磁力彼此之間相互作用,主導與驅動各種化學反應,因此促成了所有生物程序。.

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速度

速度(Vēlōcitās,Vitesse,Velocità,Geschwindigkeit,Velocity)是描述物体运动快慢和方向的物理量。物体在一段时间\Delta t内的平均速度\bar是它在这段时间里的位移\Delta \boldsymbol和时间间隔之比: 物体在某一时刻的瞬时速度\boldsymbol则是定義為位置矢量\boldsymbol 隨時間t的變化率: 物理学中提到物体的速度通常是指其瞬时速度。速度在国际单位制中的单位是米每秒,国际符号是m/s,中文符号是米/秒。相对论框架中,物体的速度上限是光速。 日常生活中,速度和速率幾乎是同義的。然而在物理學中,速度和速率是两个不同的概念。速度是矢量,具有大小和方向;速率則純粹指物體運動的快慢,是标量,没有方向。举例来说,假如一辆汽车以60公里每小时的速率朝正北方行驶,那么它的速度是一个大小等于60公里每小时、方向指向正北的矢量。物体的瞬时速率等于瞬时速度的大小,而平均速率则不一定等于平均速度的大小。.

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GZK極限

GZK極限,是以提出者Greisen、Zatsepin、Kuzmin三人姓氏之首字母為名的理論上限,描述源自遠處的宇宙射線應有的理論上限值。 這項極限是在1966年由Kenneth Greisen、Vadim Kuzmin與Georgiy Zatsepin三人所計算,其基礎為宇宙微波背景輻射與宇宙射線的預期交互作用。預測中指出宇宙射線所帶的能量如果超過閾值5×1019 電子伏特則會與宇宙微波背景的光子發生交互作用,產生Π介子。這樣的作用會持續發生,一直到射線粒子的能量低於Π介子產生閾值。因為此交互作用相關的平均自由程其值甚低,舉例來說,起源處距離地球遠大於50 百萬秒差距的若其能量大於此閾值者,則不可能在地球上觀測到;而此距離內又不存在目前已知可以產生此般能量的宇宙射線源。 已有一些由實驗所作的觀測顯示遠源的宇宙射線帶有高於此極限的能量(稱作)。這樣的觀測事實被稱作GZK悖論(GZK paradox)或宇宙射線悖論(cosmic ray paradox)。 這些觀測似乎與目前所知的狹義相對論及粒子物理的預測相違背。不過,也有一些對於此類觀測所作的可能解釋,似乎可以解決這種不一致。首先,這些觀測可能出自於儀器上的誤差,或者是對於實驗結果不正確的解讀。再者,宇宙射線也可能有局域的粒子源(雖然尚不明白這些粒子源會是什麼)。 另外的嘗試是採用極高能量低交互作用性粒子(ultra-high energy weakly interacting particles)來解釋(例如:微中子),其可以在很遠處被創生出來,之後才在局域發生反應,生成所觀測到的粒子。 目前已有一些奇異理論被提出,以來解釋這些觀測,其中最著名的是雙重狹義相對論。 時至2003年,一些宇宙射線實驗如費米伽瑪射線空間望遠鏡與計畫要證實或否定稍早觀測結果的可信度。.

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Ib和Ic超新星

Ib和Ic超新星是恆星爆炸的類型之一,起因於大質量恆星的核心塌縮,而含氫的外殼已經被剝離時的現像。.

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IceCube中微子观测站

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IceCube微中子觀測站

IceCube Neutrino Observatory |background.

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II型超新星

Ⅱ型超新星(罗马数字2),也稱為核塌縮超新星,是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果,在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星,質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量,與太陽不同的是,這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素,恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料,直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星,所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子,在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。(參考泡利不相容原理) 當鐵核的質量大於1.44太陽質量(錢德拉塞卡極限),接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱,導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止,造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉,形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型,可以依據爆炸後的光度曲線-光度對爆炸後的時間變化圖-來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降;而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後,呈現出平緩的下降(高原),才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜,雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦(Ic超新星)的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星,但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。.

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K介子

在粒子物理學中,K介子(Kaon,標記為帶正電的K介子從前被分開叫做τ+及θ+,因為直至1960年代前K+一直被視為兩種粒子。見上面的宇稱不守恆))是帶有奇異數這一量子數的四種介子的任一種。在夸克模型中,我們知道它們含有一個奇夸克(或其反夸克),及一個上或下夸克的反夸克(或其夸克)。 自從它們在1947年被發現之後,K介子為基礎相互作用的性質提供了大量的資料。在建立粒子物理學標準模型基礎的過程中,它們有着不可或缺的角色,例如強子的夸克模型及夸克混合的理論(後者於2008年被諾貝爾物理學獎肯定)。在人類對基礎守恆定律的了解中,K介子也有着傑出的貢獻:CP破壞(一種造成大家所見的宇宙物質-反物質失衡的現象)的發現在1980年被諾貝爾物理學獎肯定,這種現象就是在K介子系統被發現的。.

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MAGIC

#重定向 Magic.

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Nestor

#重定向 啄羊鸚鵡屬.

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OPERA (實驗)

OPERA(Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus)是一項旨在檢測中微子振蕩現象的實驗。此項實驗運用位於瑞士日內瓦的歐洲核子研究組織超級質子同步加速器產生的高強度、高能量的CNGS(CERN Neutrinos to Gran Sasso)μ中微子束向730公里之外、位於意大利中部山区的的地下實驗室傳送。.

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Reviews of Modern Physics

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Science (journal)

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SN 1987A

SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发,是自1604年开普勒超新星(SN 1604)以来观测到的最明亮的超新星爆發,肉眼可见,位於蜘蛛星雲的外圍,距離地球大約51,400秒差距(約168,000光年)。由於是在1987年發現的第一顆超新星,因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球,亮度於5月左右到達頂峰,視星等達3等,之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会,提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.

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W及Z玻色子

在物理學中,W及Z玻色子(boson)是負責傳遞弱核力的基本粒子。它們是1983年在歐洲核子研究組織發現的,被認為是粒子物理標準模型的一大勝利。 W玻色子是因弱核力的“弱”(Weak)字而命名的。而Z玻色子則半幽默地因是“最後一個要發現的粒子”而名。另一個說法是因Z玻色子有零(Zero)電荷而得名。.

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暗物质

在宇宙学中,暗物质(Dark matter),是指無法通過电磁波的觀測進行研究,也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知,而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型,由普朗克卫星探测的数据得到:整个宇宙的构成中,常規物質(即重子物質)占4.9%,而暗物质則占26.8%,还有68.3%是暗能量(质能等价)。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性(inconsistency),对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种(或几种)粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质(和暗能量)的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月,NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧(Gary Prézeau)以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形,發現這會使該暗物質流的密度明顯上升(地球:10^7倍、木星:10^8倍),並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.

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林肯·沃尔芬斯坦

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恩里科·费米

恩里科·费米(Enrico Fermi;),美籍意大利裔物理学家。他对量子力学、核物理、粒子物理以及统计力学都做出了杰出贡献,并参与创建了世界首个核反应堆,芝加哥1号堆。他还是原子弹的设计师和缔造者之一。 费米拥有数项核能相关专利,并在1938年因研究由中子轰击产生的感生放射以及发现超铀元素而获得了诺贝尔物理学奖。他是物理学日渐专门化后少数几位在理论方面和实验方面皆能称作佼佼者的物理学家之一。 费米在统计力学领域做出了他第一个重大理论贡献。物理学家沃尔夫冈·泡利1925年提出了泡利不相容原理。费米依据这一原理对于理想气体系统进行了分析,所得到的统计形式现在通常称作费米–狄拉克统计。现在,人们将遵守不相容原理的粒子称为“费米子”。之后,泡利又对β衰变进行了分析。为使这一衰变过程能量守恒,泡利假设在产生电子时同时会产生一种电中性的粒子。这种粒子当时尚未观测到。费米对于这一粒子的性质进行了分析,得出了它的理论模型,并将其称为“中微子”。他对β衰变进行理论分析而得到的理论模型后来被物理学家称作“”。这一理论后来发展为弱相互作用理论。弱相互作用是四种基本相互作用之一。费米还对由中子诱发的感生放射进行了实验研究。他发现慢中子要比快中子易于俘获,并推导出来描述这一放射过程。在用慢中子对钍核以及铀核进行轰击后,他认为他得到了新的元素。尽管他因为这一发现而获得了诺贝尔物理学奖,但这些元素后来被发现只是核裂变产物。 费米1938年逃离意大利,以避免他的夫人劳拉因为犹太裔出身而受到新通过的波及。他移民至美国,并在第二次世界大战期间参与曼哈顿计划。费米领导了他的团队设计并建造了芝加哥1号堆。这个反应堆1942年12月2日进行了,完成了首次人工自持续链式反应。他之后着手建造位于田纳西州橡树岭的和漢福德區的。这两个反应堆先后于1943年和1944年进行了临界试验。他还领导了洛斯阿拉莫斯国家实验室的F部,致力于实现爱德华·泰勒设计的利用热核反应的“”。1945年7月16日,费米参与了三位一体核试,并利用自己的方法估算了爆炸当量。 战后,费米参与了由罗伯特·奥本海默领导的一般顾问委员会,向美国原子能委员会提供核技术以及政策方面的建议。在得知苏联1949年8月完成了首次原子弹爆炸试验后,费米从道德以及技术层面都极力反对发展氢弹。他1954年在上为奥本海默作证。但奥本海默最终仍是被剥夺了。费米对于粒子物理,特别是π介子以及μ子的相关理论,做出了重要贡献。他推测宇宙射线产生于星际空间中受磁场作用加速的物质。在他身后,有许许多多以他的名字命名的奖项、事物以及研究机构,其中包括:恩里科·費米獎、恩里科·费米研究所、费米国立加速器实验室、费米伽玛射线空间望远镜、以及元素镄。.

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杰克·施泰因贝格尔

杰克·施泰因贝格尔(Jack Steinberger,),生于德国巴特基辛根,德国裔美国物理学家。1962年他与利昂·莱德曼和梅尔文·施瓦茨一起发现了\mu子中微子,凭借这一结果他们共享了1988年的诺贝尔物理学奖。.

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杜伦大学

杜伦大学(University of Durham,港譯作對衡大學) 為英國其中一所最著名世界級大學,位於英国東北英格蘭城市杜倫的一所公立大学。其于1832年通过国会法案正式成立,并于1837年被授予皇家宪章。不过,杜伦大学的教学与科研历史却可以追溯到1072年,属于英格兰最早开设的一批大学,是仅次于牛津大学和剑桥大学的英格兰第三古老的大学。 杜伦大学與劍橋大學和牛津大學一樣,是英國僅有的三所研究型書院聯邦制大學之一,它的主要职能由各大院系和16所学院分担。大學本身雖然為公立體系,但各書院則屬於私立機構並享有高度自治權。它們有自己的管理架構、收生以及學生活動安排,職能有別於負責教研的大學中央。通常而言,院系负责科研和教学工作,而学院负责为本科生、硕士研究生、博士研究生、以及一些教职工安排住宿及生活福利。 《泰晤士報》描述:“长久以来,作为牛津大学和剑桥大学之外最好的选择”,杜伦大学吸引了“大量来自中产阶级和更富有家庭的学生”,也因此常被稱為一所英國傳統的貴族名校。杜伦大学在《星期日泰晤士報》2012年英国大学排行榜上位列第三名,仅次于牛津大学和剑桥大学。於英國《Complete university guide》亦多年(2010年-2016年)高踞全英國最佳大學第五位(2011年為第四位),2017年則為全英第六名。此外,2016年QS世界大學排名中排名世界第61位,長久以來都是全球最頂尖的一百大大學之一,為其中一所英國最具代表性的大學。 杜倫大學多年來培育的人才於全球各領域作出不同貢獻,包括:科學家、經濟學家、成功商界人士、奧運金牌運動員、英國以及其他國家的領導人等。 杜伦大学的现任校監是教授,在2011年10月11日受到大学议会的任命。杜伦大学的毕业生会在自己的名字后面加注“Dunelm”(这是Durham的拉丁文缩写)来表示自己毕业于这所大学,視其為榮譽。.

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核反应

核反应指的是某种微观粒子与原子核相互作用(碰撞)时,使核的结构发生变化,形成新核,放出一个或几个粒子的过程;重核可以发生裂变。 从原子物理学上来说,参与核反应碰撞的粒子数目可以超過两个,但因三个以上的粒子在同一时间在同一位置相撞的几率远低于两个粒子,因此实际上这种情况几乎不会出现。(從\mathrm.

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核反应堆

核反应堆(nuclear reactor)是一种启动、控制并维持核裂变或核聚變链式反应的装置。相对于核武爆炸瞬间所发生的失控链式反应,在反应堆之中,核变的速率可以得到精确的控制,其能量能够以较慢的速度向外释放,供人们利用。 核反应堆有许多用途,当前最重要的用途是产生热能,用以代替其他燃料加热水,产生蒸汽发电或驱动航空母舰等设施运转。一些反应堆被用来生产为医疗和工业用途的同位素,或用于生产武器级钚。一些反应堆运行仅用于研究。当前全部商业核反应堆都是基于核裂变的。今天,在世界各地的大约30个国家里有被用于发电的大约450个核反应堆。.

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核武器

--,也叫--或原子武器,簡稱核武,是利用核反应的光热辐射、電磁脈衝、冲击波和感生放射性造成杀伤和破坏作用,以及造成大面积放射性污染,来阻止对方军事行动以达到战略目的的大杀伤力武器。主要包括核分裂武器(第一代核武,通常稱為原子弹)和核融合武器(亦稱為氫彈,分为两級及三級式)。亦有些还在武器内部放入具有感生放射的轻元素,以增大辐射强度扩大污染,或加強中子放射以殺傷人員(如中子弹)。 除此以外,核武器還可以根據用途而細分為戰略核武器及戰術核武器,前者是一般意義上的核武器範疇,為大當量的核武器和遠射程,後者則屬於小當量和近射程。其中,後者可用於戰爭前線。戰術核武器的概念以及發展相對戰略核武器為遲緩,是在第二次世界大战以後多年才逐步形成的,而戰術核武器需要對核能技術的要求亦較高以及複雜,其前提是要擁有戰略核武器。 有紀錄的核武器的研發始於第二次世界大戰前夕,由納粹德國率先提出方案,美國方面的計畫則晚了數個月。但由於當時錯誤的實驗方向與發展,令希特勒認為開發核武器的費用將會過於龐大,加上原先德國有興趣的是核子反應所能提供的能源而並非核武,因此放棄開發核武器。 當1945年納粹德國投降後,大量的德國科學家分散至各國持續研究,進一步幫助了西方國家與蘇聯在核能方面的技術發展。.

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标准模型

在粒子物理學裏,標準模型(Standard Model,SM)是描述強力、弱力及電磁力這三種基本力及組成所有物質基本粒子的理論,屬於量子場論的範疇,並與量子力學及狭义相對論相容。到目前為止,幾乎所有對以上三種力的實驗的結果都合乎這套理論的預測。但是標準模型還不是萬有理論,主要是因為還沒有描述引力。.

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标准模型扩充

标准模型扩充 (SME) 是一个有效场论, 它包含了标准模型, 广义相对论和所有可以破坏洛仑兹对称的算符 D. Colladay and V.A. Kostelecký, CPT Violation and the Standard Model, Phys.

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梶田隆章

梶田隆章(,),日本物理學家、天文學家,現任所長、同研究所附屬宇宙中微子觀測信息融合中心(Research Center for Cosmic Neutrino)負責人、東京大學特別榮譽教授、東大卓越教授,榮獲文化勳章,並被表彰為文化功勞者。 梶田教授受業於知名物理學家小柴昌俊、戶塚洋二,他與戶塚領導的實驗於1998年證實中微子震盪,2002年三人同獲潘諾夫斯基實驗粒子物理學獎。2015年梶田因「發現了中微子震盪,证明了中微子具有質量」與阿瑟·麥克唐納分享諾貝爾物理學獎。.

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梅尔文·施瓦茨

梅尔文·施瓦茨(Melvin Schwartz,1932年11月2日-2006年8月28日),美国物理学家,1988年获诺贝尔物理学奖。 1932年11月2日出生于纽约,1953年毕业于哥伦比亚大学,在那里受教于拉比、斯坦博格和李政道,并留在哥伦比亚大学任教。这三位大师对他都有很深的影响。还有就是与莱德曼的合作。 1966年,施瓦茨转到斯坦福大学,那里有一台新加速器刚刚完工。在以后的岁月里,他投入两项主要的研究。一项是研究长寿命中性K介子衰变中的电荷不对称性,第二项是由π介子和μ子组成的类氢原子的产生和检测。 70年代,在“硅谷”引起新的产业革命后,施瓦茨决定投入新的事业,当了数字通讯公司的总裁,这家公司主要从事数字通讯。1991年2月,施瓦茨又回到高能物理,当了布鲁克海文国家实验室的高能和核物理部的副主任。.

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標準太陽模型

標準太陽模型(Standard Solar Model,SSM)是借助於數學模型處理的球形氣體太陽(在不同狀態的電離,在內部深層的氫被完全電離成為電漿)。這個模型從技術上說是球對稱的一顆準靜態恆星模型,描述恆星結構的幾個微分方程都源自於物理的基本原則。這個模型受到邊界條件(即亮度、半徑、年齡和構造)的約束。太陽的年齡不能直接測量;一種方法是從最老的隕石年齡,和太陽系演化的模型來估計。现在太陽光球层中氢的质量占74.9%,氦占23.8%.

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歐洲核子研究組織

歐洲核子研究組織(法语:Organisation Européenne pour la Recherche Nucléaire;英文:European Organization for Nuclear Research,通常被簡稱為CERN ),是世界上最大的粒子物理學實驗室,也是全球資訊網的發祥地。它成立於1954年9月29日,總部位於瑞士日內瓦西北部郊區的法瑞邊境上,享有治外法權。CERN目前有21個成員國。以色列是第一個也是目前唯一一個非歐洲成員國。 CERN也被用來稱呼它的實驗室,其主要功能是為高能物理學研究的需要,提供粒子加速器和其它基礎設施,以進行許多國際合作的實驗。同時也設立了資料處理能力很強的大型電腦中心,協助實驗數據的分析,供其他地方的研究員使用,形成了一個龐大的網絡中樞。 歐洲核子研究組織現在已經聘用大約三千名的全職員工。並有來自80個國籍的大約6500位科學家和工程師,代表500餘所大學機構,在CERN進行試驗。這大約佔了世界上的粒子物理學圈子的一半。 粒子物理學博物館歡迎一般公眾在辦公時間參觀。除此之外,事前預約的話每天上下午共有兩個時段可以參觀實際的實驗工作,並備有導覽說明。導覽員來自各國的實驗合作者,可以提供多種語言的嚮導。.

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正电子发射

正电子发射,又称β+衰变,是一种粒子放射性衰变的方式,属于β衰变。在这种衰变反应中,一个质子转化成中子,同时释放出一个正电子和一个电中微子。.

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正電子

正电子(又称陽電子、反電子、正子,Positron),是電子的反粒子,即電子的對應反物質。它带有+1单位电荷,+1.6×10-19C,自旋为1/2,质量与电子相同,皆为9.10×10-31kg。 正电子与电子碰撞时会产生湮灭现象,这一过程遵守电荷守恒、能量守恒、动量守恒和角动量守恒。在高能情况下,湮灭会生成其他基本粒子。在低能情况下,正负电子湮灭主要生成两个或三个光子(有时也会生成更多光子)。另外,电子和正电子在湮灭之前有时会形成亚稳定的束缚态,即电子偶素。根据电子和正电子的不同自旋状态,电子偶素分为单态(1S0,总自旋为0)和三重态(3S1,总自旋为1)。在真空中,单态电子偶素的半衰期为125ps。三重态电子偶素的半衰期为142ns。 当能量超过1.02兆电子伏特的光子经过原子核附近时(成對產生),或者在放射性元素的正β衰变中(通過弱相互作用),都有可能产生正电子。 1930年英国物理学家保罗·狄拉克从理论上预言了正电子的存在,1932年美国物理学家卡尔·戴维·安德森在宇宙射线中发现了正电子。.

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氢弹

氢弹,又称热核武器,屬於核武器的一种。主要利用氢的同位素(氘、氚)的核融合反应所释放的能量来进行杀伤破坏,属于威力强大的大规模杀伤性武器。聯合國安全理事會五大常任理事國(美、俄、中、英、法)合法擁有熱核武器,2017年9月朝鲜民主主义人民共和国公開測試氢弹技术。.

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氩(Argon)是一种化学元素,在希臘語有「不活潑」的意思,由它的特性而來。Hiebert, E. N. Historical Remarks on the Discovery of Argon: The First Noble Gas.

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水(化学式:H2O)是由氢、氧两种元素组成的无机物,在常温常压下为无色无味的透明液体。水是地球上最常见的物质之一,是包括人类在内所有生命生存的重要资源,也是生物体最重要的组成部分。水在生命演化中起到了重要的作用。人类很早就开始对水产生了认识,东西方古代朴素的物质观中都把水视为一种基本的组成元素,水是中國古代五行之一。人體有百分之七十是水。.

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氘(注音:ㄉㄠ;拼音:dāo(1);客家話:dao(1);粵語:dou(1);台語:to(1);英语:Deuterium)為氢的一种穩定形態同位素,又称重氢,元素符号一般为D或2H。它的原子核由一颗质子和一颗中子组成。在大自然的含量约为一般氢的7000分之一。.

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沃尔夫冈·鲍利

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沃尔夫冈·泡利

沃尔夫冈·欧内斯特·泡利(Wolfgang Ernst Pauli,),奥地利理论物理学家,是量子力学研究先驱者之一。1945年,在愛因斯坦的提名下,他因泡利不相容原理而获得诺贝尔物理学奖。泡利不相容原理涉及自旋理论,是理解物质结构乃至化学的基础。.

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沃尔特·巴德

威廉·海因里希·沃尔特·巴德(Wilhelm Heinrich Walter Baade,),德国天文学家,在美国度过了大部分科研生涯。巴德提出了两类星族的概念,正确区分了两类造父变星,并对宇宙距离的尺度做出了重要的修正。.

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泡利不相容原理

在量子力学裏,泡利不--容原理(Pauli exclusion principle)表明,兩個全同的費米子不能處於相同的量子態。這原理是由沃尔夫冈·泡利於1925年通过分析实验結果得到的結論。例如,由於電子是費米子,在一個原子裏,每個電子都擁有獨特的一組量子數n,\ell,m_\ell,m_s,兩個電子各自擁有的一組量子數不能完全相同,假若它們的主量子數n,角量子數\ell,磁量子數m_\ell分別相同,則自旋磁量子數m_s必定不同,它們必定擁有相反的自旋磁量子數。換句話說,處於同一原子軌域的兩個電子必定擁有相反的自旋方向。泡利不--容原理簡稱為泡利原理或不相容原理。 全同粒子是不可区分的粒子,按照自旋分為費米子、玻色子兩種。費米子的自旋為半整數,它的波函數對於粒子交換具有反對稱性,因此它遵守泡利不相容原理,必须用費米–狄拉克統計來描述它的統計行為。費米子包括像夸克、電子、中微子等等基本粒子。 玻色子的自旋為整數,它的波函數對於粒子交換具有對稱性,因此它不遵守泡利不相容原理,它的統計行為只符合玻色-愛因斯坦統計。任意數量的全同玻色子都可以處於同樣量子態。例如,激光產生的光子、玻色-愛因斯坦凝聚等等。 泡利不相容原理是原子物理學與分子物理學的基礎理論,它促成了化學的變幻多端、奧妙無窮。2013年,義大利的格蘭沙索國家實驗室(Laboratori Nazionali del Gran Sasso)團隊發佈實驗結果,違反泡利不相容原理的概率上限被設定為4.7×10-29。.

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洛伦兹变换

洛伦兹变换是观测者在不同惯性参照系之间对物理量进行测量时所进行的转换关系,在数学上表现为一套方程組。洛伦兹变换因其创立者——荷兰物理学家亨德里克·洛伦兹而得名。洛伦兹变换最初用来调和19世纪建立起来的经典电动力学同牛顿力学之间的矛盾,后来成为狭义相对论中的基本方程组。.

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洛斯阿拉莫斯国家实验室

洛斯阿拉莫斯國家實驗室(Los Alamos National Laboratory,LANL;前稱Y計劃、洛斯阿拉莫斯實驗室和洛斯阿拉莫斯科學實驗室)是美國承擔核子武器設計工作的兩個實驗室之一。另一個是勞倫斯利弗莫爾國家實驗室(始於1952年)。該國家實驗室位於新墨西哥州洛斯阿拉莫斯,隸屬美國能源部,管理和運行則歸洛斯阿拉莫斯國家安全會(LANS)負責。洛斯阿拉莫斯國家實驗室是世界上最大的科學和技術研究機構之一,它在國家安全、太空探索、 可再生能源、醫藥、納米技術和超級計算機等多個學科領域開展研究。 洛斯阿拉莫斯國家實驗室是新墨西哥州北部最大的研究機構和最大的雇主,擁有大約9,000名的直接僱員和774人左右的合同雇員。此外還有大約120名的美國能源部員工駐紮在實驗室,負責監督那裡的工作和運行情況。實驗室約三分之一的技術人員是物理學家,四分之一是工程師,六分之一為化學家和材料科學家,其餘的則在數學和計算科學、生物學、地球科學等其他學科的工作。外部的科學家和學生也會訪問洛斯阿拉莫斯國家實驗室參與科研項目。實驗室聯合大學和業界進行能源方面的基礎和應用研究。洛斯阿拉莫斯國家實驗室2016年的預算約為22億美元。.

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湮灭

湮滅(annihilation)是指当物质和它的反物质相遇时,会发生完全的物质-能量转换,轉為能量(如以光子的形式)的過程,又稱互毀、相消、對消滅。 其遵守爱因斯坦的质能关系式E.

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湯川耦合

汤川耦合(英文:Yukawa's interaction),在粒子物理学中用来描述标量场与狄拉克场之间相互作用的量,其拉格朗日量: 其中g是湯川相互作用中的耦合常数取名湯川耦合常数,\Gamma定义为: \end 汤川耦合是纪念日本物理学家汤川秀树,一般用来描述原子核力即核子与介子之间的相互作用,在标准模型中希格斯场与无质量的夸克和轻子场相耦合通过自发对称性破缺使得费米子从希格斯场的真空期待值获得质量。.

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惯性参考系

在经典物理学与狭义相对论中,惯性参考系(常简称为惯性系)是指可以均匀且各向同性地描述空间,并且可以均匀描述时间的参考系。在惯性参考系内,系统内部的物理规律与系统外的因素无关。 所有的惯性系之间都在进行匀速平移运动。不同惯性系的测量结果可以通过简单的变换(伽利略变换或洛伦兹变换)相互转化。广义相对论中,在任意足够小以致时空曲率与潮汐力可以忽略的区域内,人们可以找到一组惯性系来近似描述这个区域。广义相对论中,非惯性系中的系统由于测地线运动原理不会受到外界影响。 物理定律在所有惯性系中形式一致。经典物理学与狭义相对论中,在非惯性系里,系统的物理规律会受到参考系相对于惯性系的加速度影响而发生变化。此时物体的受力要考虑惯性力。比如,落地的小球由于地球自转并不是完全沿直线落下。与地球一起运动的观察者必须考虑科里奥利力才能预测小球的水平运动情况。离心力是另一种与旋转参考系有关的惯性力。.

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惰性中微子

惰性中微子(英語:sterile neutrino)是温暗物质的候选者,不参加除引力以外的任何相互作用。在标准模型中为单态。 2016年8月,IceCube微中子觀測站宣布,未能在預期值域內找到惰性中微子,不清楚它們到底隱藏在何處。.

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截面 (物理)

在原子核物理学和粒子物理学中,截面是一个用于表达粒子间发生相互作用可能性的术语。.

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星系

星系(galaxy),或譯為銀河,源自於希臘语的「γαλαξίας」(galaxias)。廣義上星系指無數的恆星系(當然包括恆星的自體)、塵埃(如星雲)組成的運行系統。參考我們的銀河系,是一個包含恆星、星團、星雲、氣體的星際物質、宇宙塵和暗物質,並且受到重力束縛的大質量系統,通常距離都在幾百萬光年以上。星系平均有數百億顆恆星,是構成宇宙的基本單位。。典型的星系,從只有數千萬(107)顆恆星的矮星系到上兆(1012)顆恆星的橢圓星系都有,全都環繞著質量中心運轉。除了單獨的恆星和稀薄的星際物質之外,大部分的星系都有數量龐大的多星系統、星團以及各種不同的星雲。 歷史上,星系是依據它們的形状分類的(通常指它們視覺上的形狀)。最普通的是橢圓星系,有橢圓形狀的明亮外觀;螺旋星系是圓盤的形狀,加上彎曲的塵埃旋渦臂;形狀不規則或異常的,通常都是受到鄰近其他星系影響的結果。鄰近星系間的交互作用,也許會導致星系的合併,或是造成恆星大量的產生,成為所謂的星爆星系。缺乏有條理結構的小星系則會被稱為不規則星系。 在可以看見的可觀測宇宙中,星系的總數可能超過一千億(1011)個以上。大部分的星系直徑介於1,000至100,000秒差距,彼此間相距的距離則是百萬秒差距的數量級。星系際空間(存在於星系之間的空間)充滿了極稀薄的電漿,平均密度小於每立方公尺一個原子。多數的星系會組織成更大的集團,成為星系群或團,它們又會聚集成更大的超星系團。這些更大的集團通常被稱為薄片或纖維,圍繞在宇宙中巨大的空洞週圍。 雖然我們對暗物質的了解很少,但在大部分的星系中它都佔有大約90%的質量。觀測的資料顯示超大質量黑洞存在於星系的核心,即使不是全部,也佔了絕大多數,它們被認為是造成一些星系有著活躍的核心的主因。銀河系,我們的地球和太陽系所在的星系,看起來在核心中至少也隱藏著一個這樣的物體。.

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星系团

星系团(Galaxy clusters、Cluster of galaxies)是由星系组成的自引力束缚体系,通常尺度在数百万秒差距,包含了数百到数千个星系。包含了少量星系的星系团叫做星系群。银河系所在的星系群叫做本星系群,成员星系大约为50个。距离本星系群较近的一个星系团是室女座星系团,包含了超过2500个星系。 许多星系团是明亮的X射线源,其中X射线辐射是由强引力势阱束缚住的高温气体发出的。星系团的气体质量可达发光星系总质量的3-5倍。研究星系团中物质的分布能够为暗物质的存在提供证据。 不同星系团中,各种类型的星系所占的比例很不一样。研究发现,椭圆星系的比例与星系团的形态密切相关,如果一个星系团中椭圆星系所占的比例很大,那么这个星系团的形状倾向于规则和对称,如果椭圆星系所占的比例很小,星系团一般显示出不规则的形状。.

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星系的形成和演化

在天文物理學中,有關星系形成和演化的問題有:.

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斯坦福直线加速器中心

#重定向 SLAC國家加速器實驗室.

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手征性

#重定向 手徵性.

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拉格朗日量

在分析力學裏,一个动力系统的拉格朗日量(Lagrangian),又稱為拉格朗日函數,是描述整个物理系统的动力状态的函数,對於一般經典物理系統,通常定義為動能減去勢能,以方程式表示為 其中,\mathcal為拉格朗日量,T為動能,V為勢能。 在分析力学裡,假設已知一个系统的拉格朗日量,则可以将拉格朗日量直接代入拉格朗日方程式,稍加运算,即可求得此系统的运动方程式。 拉格朗日量是因數學家和天文學家約瑟夫·拉格朗日而命名。.

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普朗克卫星

普朗克巡天者是歐洲太空總署在視野2000年的第三個中型的科學計畫。她的設計目標為以史無前例的高靈敏的角解析力獲取宇宙微波背景輻射在整個天空的的各向異性圖。普朗克巡天者將提供幾個宇宙學和天體物理學的主要訊息,例如,測試早期宇宙的理論和宇宙結構的起源。在計畫獲准之前的企畫案名稱為宇宙背景輻射各向異性衛星和背景各向異性測量(Cosmic Background Radiation Anisotropy Satellite and Satellite for Measurement of Background Anisotropies.,縮寫為COBRAS/SAMBA) 在任務被核准後,更改為現在的名稱以尊崇在1918年獲得諾貝爾物理獎的德國科學家馬克斯·普朗克(1858-1947)。 普朗克巡天者已於2009年5月14日由亞利安五號火箭和赫歇爾太空天文臺一起發射升空。這是和美國國家航空暨太空總署合作的計畫,將補全WMAP探測器測量大尺度連漪的不足之處。.

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