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宇宙線

指数 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。.

45 关系: 反物质反質子同位素大爆炸太陽太陽高能粒子外层空间宇宙宇宙射線散裂中微子亨利·贝可勒尔地球大气层碳-14离子粒子物理學维克托·赫斯电子电离發射光譜Eugene N. Parker诺贝尔物理学奖質子范艾伦辐射带背景輻射阿尔法磁谱仪闪烁体探测器银河系電子伏特通量耀斑K介子核合成次原子粒子正電子氣泡室气球 (航空器)放射性

反物质

在粒子物理學裡,反物質(英语:antimatter)是反粒子概念的延伸,反物質是由反粒子構成的,如同普通物質是由普通粒子所构成的。例如一顆反質子和一顆反電子〈正電子〉能形成一個反氫原子,如同電子和質子形成一般物質的氫原子。此外,物質與反物質的結合,會如同粒子與反粒子結合一般,導致兩者湮滅,且因而釋放出高能光子(伽瑪射線)或是其他能量較低的正反粒子對。正反物質湮滅所造成的粒子,賦予的動能等同於原始正反物質對的動能,加上原物質靜止質量與生成粒子靜質量的差,後者通常佔大部分。(愛因斯坦相對論指出,質量與能量是等價的。) 反物質無法在自然界找到,除非是在稍縱即逝的少量存在(例如因放射衰變或宇宙射線等現象)。這是由於反物質若非存在於像物理實驗室的人工環境下,則無可避免地隨即與自然界的物質發生碰觸並湮滅。反粒子和一些穩定的反物質(例如反氫)可以人工製造出極少量,但卻不足以達到可對這些物質驗證其理論性的程度。 在科學與科幻領域,都有很大的疑問關於為何所見的宇宙很明顯地幾乎充滿了物質、是否有其他地方幾乎充滿了反物質,以及是否能夠駕馭反物質,但在現今可見的宇宙範圍中,明顯的正反物質不對稱性成了物理的最大難題之一。許多可能的物理過程都是在探究重子時所發現。.

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反質子

反質子(antiproton)是質子的反粒子,其質量及自旋與質子相同,但電荷及磁矩則與質子相反,帶有與電子相同的負電荷。 保羅·狄拉克在他的1933年諾貝爾物理學獎演講中預言反質子的存在。1955年,加州大學柏克萊分校物理學家埃米利奥·塞格雷和欧文·张伯伦透過粒子加速器,而發現了這種反粒子,他們二人於1959年獲得諾貝爾物理學獎。 反質子是質子的反粒子,符號為,其質量、自旋與質子相同,且壽命也與質子相當;但其電荷及磁矩則與質子相反,且帶有與電子同電量的負電荷。這些性質與量子場理論的基礎--CPT對稱理論預測相符合。一個反質子是由兩個上反夸克及一個下反夸克所組成()。雖然反質子本身是穩定的,但由於反質子與質子撞擊會發生湮滅的現象,並且轉化為能量,是故反粒子無法在一般的自然環境中保存。 由於這些粒子在與質子撞擊時會相湮滅,轉化為能量,因此這些粒子在自然界中的壽命極短。在歐洲核子研究組織實驗室作出的研究中,他們以同步加速器把質子加速至達26GeV量的水平,然後與金屬銥棒撞擊,其能量足夠產生反質子,在所得到的粒子與反粒子中,科學家用磁鐵把反粒子隔離在真空中。 物理學家塞格雷和張伯倫証實了反質子與質子的相應性質,以及相反的電荷和磁矩。他們二人因而於1959年獲得諾貝爾物理學獎。反質子可以於宇宙射線中被偵測到,目前普遍認為是宇宙射線中的高速正質子與星際間的原子核相互撞擊所產生的,其反應式為: 其中,A表示一個被撞擊的原子核。上式產物中的反質子遂散佈於宇宙中,並受到星際磁場的束縛。 反質子的特性已可由宇宙射線的觀察中略見端倪:反質子的能量分佈會隨著其與星際物質的碰撞而改變,這個性質可以被用來驗證宇宙射線中反質子的成因,目前我們觀測到宇宙射線中反質子的能量分佈跟相互撞擊機制所預測的結果是大體符合的,從這個比較中,科學家們還可以推估宇宙中經由超對稱暗物質粒子湮滅、或黑洞霍金輻射等等特殊機制中產生出的反質子數量的上限。同樣地,科學家也可由目前宇宙中觀測到的反質子的保存時間,推測反質子壽命的下界。迄今科學家多半經由氣球運載實驗(balloon-borne experiment)來偵測宇宙射線中反粒子的存在與性質,此類實驗會在氣球上裝載磁場偵測儀,用以偵測範圍內帶電粒子的性質。 此外也有為了偵測宇宙射線以及反物質的太空任務,例如2006年發射的搭載於人造衛星上的PAMELA偵測模組(Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics),該實驗於2011年報告.發現28個反質子在南大西洋異常區。 2015年,發表論文報告,已成功測量反質子與反質子之間的強作用力,其與質子彼此之間的強作用相同。.

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同位素

同位素(Isotope)是某種特定化學元素之下的不同種類,同一種元素下的所有同位素都具有相同原子序數,質子數目相同,但中子數目卻不同。這些同位素在化學元素週期表中佔有同一個位置,因此得名。 例如氫元素中氘和氚,它們原子核中都有1個質子,但是它們的原子核中分別有0個中子、1個中子及2個中子,所以它們互為同位素。.

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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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太陽

#重定向 太阳.

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太陽高能粒子

太陽高能粒子是來自太陽的高能量粒子,在1940年代初期就已經被觀測到。他們包含質子、電子和能量在數十KeV至GeV的重離子(速度最快的粒子可以達到光速的80%)。人們對它們特別重視和感興趣,因為他們會危及在外太空的生命(特別是40MeV的粒子)。太陽高能粒子(SEPs)可以經由兩種過程產生:從耀斑場所獲得能量或是與日冕物質拋射(CMEs)結合的衝激波。但是,只有大約1%的CMEs能夠產生強大的SEP事件。 兩種主要的機制提供加速度的可能:擴散衝擊加速度(DSA,有時稱為第一階費米加速)或衝激漂移機制。SEPs可以在5至10個太陽半徑(地日距離的0.5%)的距離內被加速至數十MeV的高能量,並且在閃焰或物質拋射之後短短的數小時內就抵達地球。這使得預測和對SEP事件的警報很具有挑戰性。SEP事件的組成和種子的分布也是一個活躍的研究領域。.

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外层空间

-- --(outer space),於中國大陸稱外層空間,指的是地球大氣層及其他天體之外的虛空區域。 與真空有所不同的是,外太空含有密度很低的物質,以等離子態的氫為主。其中還有電磁輻射、磁場等。理論上,外層空間可能還包含暗物質和暗能量。 外太空與地球大气层並沒有明確的界線,因為大氣隨著海拔增加而逐漸變薄。假設大氣層温度固定,大氣壓會由海平面的大約1013毫巴,隨著高度增加而呈指數化減少至零為止。 国际航空联合会定義在100公里的高度為卡門線,為現行大氣層和太空的界線定義。美國認定到達海拔80公里的人為太空人,在太空船重返地球的過程中,120公里是空氣阻力開始發生作用的界線。.

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宇宙

宇宙(Universe)是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體;它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量,宇指空間,宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙,其距離大約為;而整個宇宙的大小可能為無限大,但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察,引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載,人類曾經提出宇宙學、天體演化學與,解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說,由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來,逐漸精確的天文觀察,引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說,以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型;最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良,引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系,稱為銀河系;隨後更發現,銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上,人們假定星系的分布,且各星系在各個方向之間的距離皆相同,這代表著宇宙既沒有邊緣,也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察,產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期,人們發現到星系具有系統性的紅移現象,表明宇宙正在;藉由宇宙微波背景輻射的觀察,表明宇宙具有起源。最後,1990年代後期的觀察,發現宇宙的膨脹速率正在加快,顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹,稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著,稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型,推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間,充滿了定量的物質與能量;當宇宙開始膨脹時,物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後,宇宙開始大幅冷卻,引發第一波次原子粒子的組成,稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲,藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物;許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法,其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙,而現今的宇宙只是其中之一。.

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宇宙射線散裂

宇宙射線散裂是自然發生的一種核分裂和核合成形式,它經由宇宙射線撞擊物質產生新的元素。宇宙射線是來自地球之外的高能粒子,主要是飄蕩在空間中的電子和α粒子。當宇宙射線(主要是質子)撞擊到物質,包括其他的宇宙射線,就會造成散裂。碰撞的結果是被撞的大的核子會逐出核子(質子和中子),這種過程不僅在宇宙的深處進行,宇宙射線的撞擊也在我們的上層大氣層內進行。 宇宙射線散裂製造出輕的元素,像是鋰和硼,這個過程是在1970年代偶然發現的。太初核合成的模型認為氘的總量太大,與宇宙擴散的速率不能一致,因此對在大霹靂之後是否仍有產生氘的過程在繼續進行,產生極大的興趣。 宇宙射線散裂是被調查的能製造氘的一種過程,但是它的結果是散裂不可能製造出氘,並且剩餘的氘含量可以用假設存在的重子暗物質來解釋。然而,對散裂的研究顯示,它可以產生鋰和硼。鋁、鈹、碳(碳-14)、氯、碘和氖的同位素都可以經由宇宙射線散裂產生。.

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中微子

中微子(Neutrino,其字面上的意義為「微小的電中性粒子」,又譯作--)是一种电中性的基本粒子,自旋量子數為½,以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质,是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子,有三种“味”:电中微子()、μ中微子()以及τ中微子()。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中,中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的,同时还是一种轻子,因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短,而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的,因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍,且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应,而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应,因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上,地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡,比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量,且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据,三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。.

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亨利·贝可勒尔

亨利·贝可勒尔(Henri Becquerel,),法国物理学家。因发现天然放射性现象,与居里夫妇一同获得1903年诺贝尔物理学奖。 受伦琴发现X-射线的启发,貝可勒爾在研究鈾和鉀的雙硫酸鹽的磷光现象。他讓這兩樣材料曝露於陽光,然後用黑紙把曝光過的材料和感光底片包在一起。一段時間后,沖洗底片,底片上顯示出鈾晶體的影像。貝可勒爾推测:「材料所發出的磷光射线能穿過不透光的紙張」。剛開始時他以為是晶体吸收太陽的能量,然後發出X射線。 在1896年2月26日和2月27日,貝可勒爾本打算把包好的鈾和感光底片曬太陽,但巴黎多云,阳光时断时续,没有达到理想的实验效果,于是他把材料送回抽屜避光保存。之后几天都是阴天,也未能进行阳光激发实验。到了3月1日他沖洗底片,因为阳光激发的时间不长,所以他预计磷光强度会很弱,只能看到模糊的影像,想不到卻看到非常清晰的影像,使他大為驚訝。进一步的实验显示:鈾不需要外來的能源如陽光也能發射輻射,因此他發現了放射性,從材料中自發的發出輻射。.

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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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碳-14

碳14(¹⁴C)是碳元素的一種具放射性的同位素,於1940年2月27日由加州大学伯克利分校放射性实验室的马丁·卡门和萨姆·鲁本首先發現。它透過宇宙射線撞擊空氣中的氮原子所產生。碳-14原子核由6个质子和8个中子组成。其半衰期約為5,730±40年,衰變方式為β衰變,碳14原子轉變為氮-14原子。由于在有机材料中含有碳-14,因此根据它可以确定考古学,地质学和水文地质学样本的大致年代,其最大测算不超过6万年,而且没有参照的情况下誤差较大。 在地球上有99%的碳以碳-12的形式存在,有大约1%的碳以碳-13的形式存在,只有兆分之一(0.0000000001%)是碳-14,存在于大气中。.

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离子

離子是指原子或原子基团失去或得到一个或几个电子而形成的带电荷的粒子。得失电子的过程称为电离,电离过程的能量变化可以用电离能来衡量。 在化学反应中,通常是金属元素原子失去最外层电子,非金属原子得到电子,从而使参加反应的原子或原子团带上电荷。带正电荷的原子叫做阳离子,带负电荷的原子叫做阴离子。通过阴、阳离子由于静电作用结合而形成不带电性的化合物,叫做离子化合物。 与分子、原子一样,离子也是构成物质的基本粒子。如氯化钠就是由氯离子和钠离子构成的。.

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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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维克托·赫斯

维克托·赫斯(德语:Victor Hess,)是一名奥地利裔美国物理学家,1936年诺贝尔物理学奖获得者。他出生在奥地利施蒂利亞州Deutschfeistritz附近,逝世于美国纽约州弗農山。.

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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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电离

电离(Ionization),或称电离作用、離子化,是指在(物理性的)能量作用下,原子、分子在水溶液中或熔融状态下产生自由离子的过程。 電離大致可細分為兩種類型:一種連續電離(sequential ionization)和非連續電離(Non-sequential ionization)。在古典物理學中,只有連續電離可以發生。非連續電離則違反了若干物理定律,屬於量子電離。 例如:.

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發射光譜

射光譜是當一個元素被激發(加熱)時,在相對於電磁輻射的每一個頻率中,某些頻率的輻射強度增加的現象。 當化學元素中的電子被激發時,它會躍遷至能量較高的軌道上,而當這個電子離開激態,返回低能量的軌道時,能量會被再輻射出來,分離出來的發射譜線就是所提到的波長。注意,輻射的譜線頻率會比原來的頻率寬一些,這是譜線致寬的效應。 這個項目雖然經常提到可見光的發射光譜,但實際上它存在於整個的電磁頻譜,從低能量的無線電波到高能量的γ射線都有。 發射光譜可以用來確定材料的組成,因為在週期表上的每一種化學元素都有各自不同的發射光譜。例如,分析接收到的光譜可以確認恆星的組成。 當光線通過冷且稀薄的氣體物質會產生吸收光譜,在氣體中的原子會吸收特定的頻率,當他們再輻射出來時不會遵循原來被吸收光子的方向前行進,在原先的光譜上形成暗線(光線被吸收)。由被激發的原子輻射出來的光,不會朝向觀測者,因此這條譜線會從原來的連續光譜中消失。.

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Eugene N. Parker

#重定向 尤金·派克.

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诺贝尔物理学奖

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質子

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范艾伦辐射带

范艾伦辐射带是在地球附近的近层宇宙空间中包围着地球的大量帶電粒子聚集而成的輪胎狀辐射层,由美国物理学家詹姆斯·范·艾伦发现并以他的名字命名。范艾倫帶粒子的主要來源是被地球磁場俘獲的太陽風粒子,這些帶電粒子在范艾倫帶兩轉折點間來回運動。當太陽發生磁暴時,地球磁層受擾動變形,而侷限在范艾倫帶的高能帶電粒子大量洩出,並隨磁力線於地球的極區進入大氣層,激發空氣分子產生美麗的極光。范艾伦辐射带一般情况下分为内外兩層,海拔高度处在约500至58000公里之间,内外层之间存在范艾伦带缝,缝中辐射很少,偶尔会因为太阳风暴等突发情况临时被破坏分离导致多层产生。.

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背景輻射

背景--輻射(),又稱本底--輻射,是在環境中持續存在,可以是源自人為排放或自然存在的輻射,主要的來源有:.

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阿尔法磁谱仪

阿尔法磁谱仪(Alpha Magnetic Spectrometer,又譯反物質太空磁譜儀,簡稱AMS)是一个安装于国际空间站上的粒子物理试验设备,最初由麻省理工大学的物理学家,諾貝爾物理學獎得主丁肇中於1995年提议开始,並主持其相關的國際合作計畫。這計畫是一个国际合作项目,动员了二百多人,来自31所大学院校和15个国家。目的在于探测宇宙中的奇异物质,包括暗物质及反物质。阿尔法磁谱仪将依靠一个巨大的磁铁及六个超高精确度的探测器来完成它搜索的使命。 2013年3月,在歐洲核子研究組織的一個講座裏,丁肇中教授宣佈,AMS已觀察到超過四十萬個正電子。在能量10 GeV至250 GeV區域,正電子與電子比例隨著能量增強而增加,但在高能量區域顯示出較緩慢的增加速度,並沒有隨時間演進而出現任何顯著的變化,也沒有出現任何特別入射方向。這些結果與正電子源自於太空的暗物質湮滅相符合,但尚未能足以確定並排除其它種解釋。相關結果已發表於《物理評論快報》。AMS仍在收集更多數據。.

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闪烁体探测器

闪烁体探测器(Scintillation Detector)是利用电离辐射在某些物质中产生的闪光来进行探测的,也是目前应用最多、最广泛的电离辐射探测器之一。辐射引起物质发光的现象很早就被人们所关注和利用:早在1903年,威廉·克鲁克斯就发明了由硫化锌荧光材料制成的闪烁镜并用其观察镭衰变放出的辐射;卢瑟福在其著名的卢瑟福散射实验中也曾使用硫化锌荧光屏观测α粒子。不过,由于传统荧光材料在使用上很不方便,闪烁探测器一直没有大的进展。1947年Coltman和Marshall成功利用光电倍增管测量了辐射在闪烁体内产生的微弱荧光光子,这标志着现代闪烁体探测器的发端。之后随着光电倍增管等微光探测器件的应用和相关技术的进步,闪烁体探测器得到了非常迅速的发展,各种新型闪烁体材料层出不穷。由于具有探测效率高、分辨时间短、使用方便、适用性广等特点,闪烁体探测器在某些方面的应用已超过气体探测器,并为γ射线谱学的形成和发展提供了可能。.

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钪(Scandium),舊譯作鉰、鏮,為一种化学元素,它的化学符号是Sc,它的原子序数是21,是一種柔軟、銀白色的过渡性金属。常跟钆、铒等混合存在,产量很少。主要化合价为氧化态+3价。 1879年拉斯·弗雷德里克·尼尔森和他的团队在斯堪的纳维亚半岛的黑稀金矿(euxenite)和硅铍钇矿(gadolinite)中通过光谱分析发现这个新的元素,其名稱Scandium來自斯堪的纳维亚半岛的拉丁文名稱Scandia。早期,钪和钇和镧一起被列入稀土金属。钪存在于大多数稀土矿,但可以提取的在全世界只有几个钪矿。 由于钪可用性低、制取困难,1937年才首次提取。.

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钒(Vanadium),元素符号V,化学元素之一,原子序数为23。钒音译自英语Vanadium,其词根源于日耳曼神话中古日耳曼语的女神名字。这名字源于钒有许多色彩鲜艳的化合物。 钒為有韌性及延展性之堅硬銀灰过渡金属,在自然界僅以化合態存在,一般用於材料工程作为合金成分。.

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鈦是化學元素,化學符號Ti,原子序數22,是銀白色過渡金屬,其特徵為重量輕、強度高、具金屬光澤,亦有良好的抗腐蝕能力(包括海水、王水及氯氣)。由于其稳定的化学性质,良好的耐高温、耐低温、抗强酸、抗强碱,以及高强度、低密度,常用來製造火箭及太空船,因此獲美誉为“太空金属”。鈦於1791年由格雷戈爾於英國康沃爾郡發現,並由克拉普羅特用希臘神話的泰坦為其命名。 钛被认为是一种稀有金属,这是由于在自然界中其存在分散并难于提取。但其相对丰度在所有元素中居第十位。鈦的礦石主要有鈦鐵礦及金紅石,廣佈於地殼及岩石圈之中。鈦亦同時存在於幾乎所有生物、岩石、水體及土壤中。從主要礦石中萃取出鈦需要用到克羅爾法或亨特法。鈦最常見的化合物是二氧化鈦,可用於製造白色顏料。其他化合物還包括四氯化鈦(TiCl4,作催化劑及用於製造煙幕或)及三氯化鈦(TiCl3,用於催化聚丙烯的生產)。 鈦能與鐵、鋁、釩或鉬等其他元素熔成合金,造出高強度的輕合金,在各方面有着廣泛的應用,包括宇宙航行(噴氣發動機、導彈及航天器)、軍事、工業程序(化工與石油製品、海水淡化及造紙)、汽車、農產食品、醫學(義肢、骨科移植及牙科器械與填充物)、運動用品、珠寶及手機等等。 鈦最有用的兩個特性是,抗腐蝕性,及金屬中最高的強度-重量比。在非合金的狀態下,鈦的強度跟某些鋼相若,但卻還要輕45%。有兩種同素異形體和五種天然的同位素,由46Ti到50Ti,其中豐度最高的是48Ti(73.8%)。鈦的化學性質及物理性質和鋯相似,這是因為兩者的價電子數目相同,並於元素週期表中同屬一族。.

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铁是一种化学元素,它的化学符号是Fe,它的原子序数是26,它的相对原子质量是56。它是过渡金属的一种。铁是最常用的金属,是地球外核及內核的主要成份,是地殼上豐度第四高的元素和第二高的金屬。鐵常出現在类地行星中,因為鐵是高質量恆星核融合後的產物,鎳-56是放熱核融合反應的最後一個產物,之後會衰變成最常見的鐵同位素。 铁和其他8族元素相同,其氧化態範圍很廣,由−2到+6,但其中+2和+3是最常見的氧化態。在流星体及低氧的環境下,鐵會以单质的形式存在,但是鐵很容易和氧氣和水反應。鐵的表面是有光澤的銀灰色,但在空氣中鐵會反應生成水合的氧化鐵,一般稱為铁锈。許多金屬在氧化後會形成钝化的氧化層,保護內部的金屬不被氧化,但氧化鐵的密度較鐵要低,因此氧化鐵會剝落,無法保護內部的鐵不受腐蝕。.

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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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锰(manganese)是一种化学元素,它的化学符号是Mn,它的原子序数是25,是一种过渡金属。.

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是一種化學元素,化學符號為Ni,原子序數為28。它是一種有光澤的銀白色金屬,其銀白色帶一點淡金色。鎳屬於過渡金屬,質硬,具延展性。純鎳的化學活性相當高,這種活性可以在反應表面積最大化的粉末狀態下看到,但大塊的鎳金屬與周圍的空氣反應緩慢,因為其表面已形成了一層帶保護性質的氧化物。即使如此,由於鎳與氧之間的活性夠高,所以在地球表面還是很難找到自然的金屬鎳。地球表面的自然鎳都被封在較大的鎳鐵隕石裏面,這是因為隕石在太空的時候接觸不到氧氣的緣故。在地球上,這種自然鎳總會和鐵結合在一起,這點反映出它們都是超新星核合成主要的最終產物。一般認為地球的地核就是由鎳鐵混合物所組成的。 鎳的使用(天然的隕鎳鐵合金)最早可追溯至公元前3500年。阿克塞尔·弗雷德里克·克龙斯泰特於1751年最早分離出鎳,並將它界定為化學元素,儘管他最初把鎳礦石誤認為銅的礦物。鎳的外語名字來自德國礦工傳說中同名的淘氣妖精(Nickel,與英語中魔鬼別稱"Old Nick"相近),這是由於鎳銅礦不能用煉銅的方法煉出銅來,所以被比擬成妖魔。鎳最經濟的主要來源為鐵礦石褐鐵礦,含鎳量一般為1-2%。鎳的其他重要礦物包括硅鎂鎳礦及鎳黃鐵礦。鎳的主要生產地包括加拿大的索德柏立區(一般認為該處是隕石撞擊坑)、太平洋的新喀里多尼亞及俄羅斯的諾里爾斯克。 由於鎳在室溫時的氧化緩慢,所以一般視為具有耐腐蝕性。歷史上,因為這一點鎳被用作電鍍各種表面,例如金屬(如鐵及黃銅)、化學裝置內部及某些需要保持閃亮銀光的合金(例如鎳銀)。世界鎳生產量中的約6%仍被用於抗腐蝕純鎳電鍍。鎳曾經是硬幣的常見成份,但現時這方面已大致上被較便宜的鐵所取代,尤其是因為有些人的皮膚對鎳過敏。儘管如此,英國還是在皮膚科醫生的反對下,於2012年開始再使用鎳鑄造錢幣。 只有四種元素在室溫時具有鐵磁性,鎳就是其中一種。含鎳的鋁鎳鈷合金永久磁鐵,其磁力強度介乎於含鐵的永久磁鐵與稀土磁鐵之間。鎳在現代世界的的地位主要來自於它的各種合金。全世界鎳產量中的約60%被用於生產各種鎳鋼(特別是不鏽鋼)。其他常見的合金,還有一些的新的高溫合金,就幾乎就佔盡了餘下的世界鎳用量。用於製作化合物的化學用途只佔了鎳產量的不到3%。作為化合物,鎳在化學製造有好幾種特定的用途,例如作為氫化反應的催化劑。某些微生物和植物的酶用鎳作為活性位點,因此鎳是它們重要的養分。.

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電子伏特

電子伏特(electron Volt),簡稱電子伏,符号为eV,是能量的單位。代表一個電子(所帶電量為1.6×10-19庫侖)经过1伏特的電位差加速后所獲得的动能。電子伏与SI制的能量单位焦耳(J)的换算关系是.

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通量

通量,或稱流束是通過一個表面或一個物質的量,是一个物理学概念。在热学和流体力学领域中,是指在单位时间内通过单位面积的流量,它是一个向量;在电磁学领域中,是指在单位面积上垂直于其表面的磁场或电场的强度,它是一个标量。.

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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.

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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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核合成

核合成是從已經存在的核子(質子和中子)創造出新原子核的過程。原始的核子來自大霹靂之後已經冷卻至一千萬度以下,由夸克膠子形成的等離子體海洋。在之後的幾分鐘內,只有質子和中子,也有少量的鋰和鈹(原子量都是7)被合成,但相對來說仍只有很少的數量。太初核合成的第一個過程可以稱為核起源(成核作用),隨後產生各種元素的核合成,包括所有的碳、氧等元素,都是發生在原始恆星內部的核融合或核分裂。.

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次原子粒子

次原子粒子,或稱亚原子粒子。是指比原子還小的粒子。例如:電子、中子、質子、介子、夸克、膠子、光子等等。.

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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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氡是化學元素,符號為Rn,原子序為86,屬於稀有氣體,無色、無臭、無味,具放射性,是鐳自然衰變後的間接產物,最穩定同位素為222Rn,半衰期為3.8天。在常規條件下,氡是密度最高的氣體物質之一。它同時也是唯一一種常規條件下只含放射性同位素的氣體,其輻射可以對健康造成損害。由於其放射性很強,所以針對氡的化學研究較為困難,已知化合物也很少。 釷和鈾在地球形成時已經存在。在它們緩慢衰變為鉛的過程中,氡會作為衰變鏈的一部份自然產生。釷和鈾的自然同位素半衰期都長達數十億年,因此這兩種元素連同鐳、氡等衰變產物,在今後幾千萬年後的豐度仍將和今天的程度相近。, Agency for Toxic Substances and Disease Registry, U.S. Public Health Service, In collaboration with U.S. Environmental Protection Agency, December 1990.

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氣泡室

氣泡室是一種偵測帶電粒子的儀器,它是在1952年由唐納德·格拉澤發明,這因此讓他得到1960年的諾貝爾物理獎。據說他是在密西根大學外的酒吧,看到有人把鹽放進啤酒裡而得到的靈感,但他在2006年時否認了這項說法。.

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氦(Helium,舊譯作氜)是一种化学元素,其化学符号是He,原子序数是2,是一种无色的惰性气体,放电时发橙红色的光。在常温下,氦是一种极轻的无色、无臭、无味的单原子气体。氦在空氣中含量較少,但在宇宙中是第二豐富的元素,在银河系佔24%。.

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气球 (航空器)

氣球(balloon)是娛樂性航空器的一种,它配备有用來填充氣體的袋狀物,当充入氣體的密度小於其周圍的環境的氣體密度,且由此壓力差產生的静浮力大於氣球本身與其搭載物的重量時气球就可浮升。气球作为一种娛樂性交通工具可用来运载观测仪器和遊客,只装载设备的无載人气球经常用于对高空大气环境的科学研究,有时也用于测定宇宙射线。另外,用作娛樂性熱氣球的例子有海洋公園。.

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放射性

放射性或輻射性是指元素從不稳定的原子核自发地放出射线,(如α射线、β射线、γ射线等)而衰变形成穩定的元素而停止放射(衰变产物),這種現象稱為放射性。衰变时放出的能量称为衰变能量。原子序數在83(鉍)或以上的元素都具有放射性,但某些原子序數小于83的元素(如锝)也具有放射性。而有趣的是,從原子序84開始一直到鉳元素有以下特性:原子序是偶數的,半衰期都比相邻的长。这是由於原子序数为偶數的元素的原子核含有適當數量的質子和中子,能够形成有利的配置結構。〈即魔數〉 對單一原子來說,放射性衰变依照量子力學是隨機過程,無法預測特定一個原子是否會衰变。不過原子衰变的機率不會隨著原子存在的時間長短而改變。對大量的原子而言,可以用量測衰變常數計算衰變速率及半衰期。其半衰期沒有已知的時間上下限,範圍可以到55個數量級,短至幾乎瞬間,長至久於宇宙年齡。 有許多種不同的放射性衰变。衰变或是能量的減少都會使有某種原子核的原子(父放射核素)轉變為有另一種原子核的原子,或是其中子或質子的數量不同,稱為子體核素。在一些衰变中,父放射核素和子體核素是不同的化學元素,因此衰变後產生了新的元素,這稱為核嬗变。 最早發現的衰变是α衰變、β衰變、γ衰變。α衰變是原子核放出α粒子(氦原子核),是最常見釋放核子的衰變,不過原子核偶爾也會釋放質子,或者釋放其他特殊的核子(稱為)。β衰變是原子核釋放電子(或正子)及反微中子,會將質子轉變為中子(或是將中子轉變為質子) 。核子也可能捕獲軌道上的電子,使質子轉變為中子,這為電子捕獲,上述的衰变都屬於核嬗变。 相反的,也有一些核衰变不會產生新的元素,受激態原子核的能量以伽馬射線的方式釋出,稱為伽馬衰变,或是將激发态原子核将能量转移至轨道电子上,轨道电子再脱离原子,稱為。若是核子中有大量高度受激的中子,有時會以中子發射的方式釋放能量。另外一種核衰变是將原來的原子核變為二個或多個較小的原子核,稱為自發性的核分裂,出現在大量的不穩定核子自發性的衰变時,一般也會釋放伽馬射線、中子或是其他粒子。 著名的例子像是鈾和釷,但也包括在自然界中,半衰期長的同位素,例如钾-40。例如15種是半衰期短的同位素,像鐳及氡,是由衰變後的產物,也有因為而產生的,像碳-14就是由宇宙射線撞擊氮-14而產生。放射性同位素也可能是因為粒子加速器或核反應爐而人工合成,其中有650種的半衰期超過一小時,有數千種的半衰期更短。.

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