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超新星

超新星

超新星是一顆恆星在其生命最終階段的一次大爆發，當中釋放出大量能量，以致天球上好像突然出現了一顆“新”星。超新星不同於新星，雖然新星爆發都會令一顆星的光度突然增加，但是程度比較小，而且發生的機制不一樣。超新星爆炸會把恆星的外層拋開，令周圍的空間充滿了氫、氦及其他元素，這些塵埃和氣體最終會組成星際雲。爆炸所產生的衝擊波也會壓縮附近的星際雲，引致太陽星雲的產生。

超新星的分類與產生過程

天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型：
- I型：沒有氫吸收線
  - Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線
  - Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線
  - Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線
- II型：有氫吸收線 如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入I型，不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。 Ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源於到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處於一個密近雙星系統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候電子簡拼壓力再不足以抵銷星體本身的引力，結果是白矮星會塌縮成中子星或黑洞，塌縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最後核融合反應所產生衝擊波就把那星體炸成粉碎。這與新星產生的機制很相似，只是該白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會塌縮，能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。 亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以後亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。 Ib型超新星有氦的吸收線，而Ic型超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（Ic型則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib型超新星可能是沃爾夫－拉葉型恆星塌縮的結果。 如果一顙恆星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子並塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子爆發中的一部份能量傳到恆星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的衝擊波在數個小時抵達恆星的表面時，亮度就會增加，這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量，它則會成為中子星或黑洞。 II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時性的平坦地區，II-L則無），爆發的基本原理沒有太大差別。 還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大的恆星的核心直接塌縮成黑洞並產生了兩條能量極大、近光速的噴流，發放出強烈的伽傌射線。這或可能是伽傌射線爆發的其中一個原因。 I型的超新星一般都比II型超新星亮。

超新星的命名

當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成。一年裡第一顆被發現的超新星就是A，第二就是B，如此類推，第二十六以後的則是aa、ab、ac等等。如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星。

著名的超新星


- 1054年——產生蟹狀星雲的那一次超新星爆發，這次“客星”的出現被中國宋朝的天文學家詳細記錄，日本、美洲土著也有觀測的記錄
- 1572年——仙后座的超新星（第谷超新星），丹麥天文學家第谷有觀測的記錄，並因此出版了《De Nova Stella》一書，是新星的拉丁名nova的來源
- 1604年——蛇夫座的超新星（開普勒超新星），德國天文學家開普勒有觀測的記錄，這是銀河系裡最後一顆被發現的超新星
- 1987年——超新星1987A在開始的數小時內就被發現，這是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會 1604年的超新星被伽利略用作反駁當時阿里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。 超新星爆發後通常都會留下超新星爆炸遺骸，研究這些天體有助我們了解超新星。

超新星在恆星演化過程中的角色

超新星爆發會令它周圍的星際物質充滿了金屬（對於天文學家來說，金屬就是比氦重的所有元素）。所以每一代的恆星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。不同元素的所有的分量對於一顆恆星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

參看

恒星 新星 深空天体 超新星列表 category:天文学 ja:超新星 ko:초신성 th:ซูเปอร์โนวา

恆星

恒星是指宇宙中靠核聚变产生的能量而自身能发热发光的星体。过去天文学家以为恒星的位置是永恒不变的，以此为名。但事实上。恒星也会按照一定的轨迹，围绕着其所属的星系的中心而旋转。恒星是宇宙中最基本的成员。 除了太阳外，最接近地球的恒星是半人馬座比鄰星（Proxima Centauri）．它有40万亿（4后加12个零所表示的数字）公里远．它放出的光须4.2年才能到达地球． 天文学家推断在已知的宇宙当中大概有7 x 1022颗星星．这是70 000 000 000 000 000 000 000。 很多恆星的岁数在10亿年和100亿年之间．有些甚至接近137亿岁，宇宙被推断的大概岁数．它们的大小由细小的中子星（比一个城市还要小）到像北极星一样的超紅巨星（supergiant，比太阳的直径大1000倍，大约是16亿公里）。 恆星並不是平均分佈在宇宙之中，多數的恆星會受彼此的引力影響，形成聚星（multiple stars）系統，如雙星（binary stars）、三合星（triple stars）、甚至形成星團（clusters），及星系（galaxies）等由數以億計的恆星組成的恆星集團。

恆星的誕生

星系鷹星雲，是其中一個恆星誕生地。圖片由哈勃太空望遠鏡攝得。]] 天文學家相信恆星是由分子雲（molecular cloud）內誕生，當分子雲受到外來干擾，例如附近有星系誕生或超新星爆炸所做成的衝擊，令分子雲某些區域被壓縮，形成密度較高的區域，在萬有引力的作用下，這些密度較高的區域開始收縮。 隨著這些區域慢慢收縮，最終會形成一個球體，這個球體稱為原恆星（Protostar），其外圍會被由塵埃和氣體所形成的吸積盤所包圍。 原恆星並不是恆星，因為其核心溫度並不足以產生核聚變。假苦原恆星的質量足夠大，其核心溫度會慢慢增高，最後引發核聚變產生能量，發出的熱力會將外圍的氣體驅散，這時一顆新的恆星便誕生了，並進入主序星（Main-Sequence）的階段。

恆星的演化

參看: 恒星的演化 從主序星階開始，恆星核心的溫度與壓力足夠產生氫融合，不斷將氫原子合成氦原子，產生能量。核聚變所產生的輻射壓力抵銷了重力，這時恆星進入了穩定狀態，恆星的一生有90%的時間在這個狀態下度過。 恆星的質量越大，燃料的消耗越快，故此恆星的壽命就越短。 質量

質量小的恆星(小於0.4倍太陽質量)

質量非常小的恆星（稱之為紅矮星，red dwarf），如半人馬座比鄰星（Proxima Centauri），它們的燃料會消耗得很慢，壽命可維持二三千億年。當它們到達生命的盡頭，它們會慢慢收縮使溫度上升，成為白矮星（white dwarf），再持續冷卻及變暗而成為黑矮星（black dwarf）。

質量與太陽相約的恆星(0.4倍至4倍太陽質量)

黑矮星 大部分恆星，當核心的氫燃料耗盡之後，核心周圍會堆滿核融合留下的氦氣，能量產生的速度放慢至不足以抗衡重力，氦核心開始收縮並釋放熱能。 當核心的溫度足夠高的時候，鄰近核心的氫外殼會被燃燒，產生核聚變，令外殼膨脹。同時，隨著外殼膨脹，外殼因表面面積增加而冷卻，成為核心溫度高，表面非常巨大但溫度低的紅巨星 red giant。例如太陽將於50億年後膨脹成一顆紅巨星，將水星與金星吞噬。 質量比較大的恆星，核心的溫度可以將氦燃點，合成更重的元素(如氧和碳)。這些核聚變的過程並不太穩定，令恆星產生脈動，吹出恆星風，將外殼拋開，又或者核心的溫度無法再合成更重的元素，成為行星狀星雲。 失去外殼的核心會冷卻下來並開始變暗，成為白矮星，並持續冷卻及變暗而成為黑矮星。

質量大的恆星(大於4倍太陽質量)

質量大的恆星，在氫燃料耗盡之後，不但能將氦合成氧，將核心的氧轉化為碳，其核心溫度甚至高得足以將碳合成更重的元素例如矽，直至合成鐵。 由於核心產生高熱，恆星的外殼會膨脹得比紅巨星更大，成為超紅巨星。 當鐵被合成後，恆星便無法將鐵合成至更重元素來產生能量，因為這個過程反過來是需要能量的。由於沒有能量產生，核心將會因引力而塌縮，密度亦越來越高，核心的質子與電子在巨大壓力下結合成中子，並產生中子簡併壓力抗衡核心的進一步收縮，形成非常堅硬的核心。 中子簡併壓力 但在同一時間，核心外圍的物質仍然在急劇塌縮，並與堅硬的核心相撞，產生強大的衝擊波，將恆星的外殼於短時間內炸毀，稱為II形超新星。在這一瞬間，比鐵更重的元素會在此時合成，爆炸所產生的光度有時比整個星系所有恆星光度的總和更光。 超新星爆炸後，恆星可有三種不同的結局: 如果爆炸後殘餘的核心的質量少於太陽質量的1.4倍，核心會演化為白矮星。 爆炸後殘餘的核心，假如其質量介乎太陽質量的1.4至3倍，中子簡併壓力便能抗衡恆星的收縮，形成穩定的中子星。 但當殘餘核心的質量大於太陽質量的三倍，中子簡併壓力也無法抗衡恆星的收縮，並且再沒有任何力量可以阻止恆星的塌縮，形成黑洞。

名称

每一颗恒星我们都要给它取一个名字，才能够便于研究和识别。中国古代命名恒星或是以他所在天区命名，例如天关星、北河二等；或是根椐神话传说命名，例如织女星、天狼星等；或是根据二十八宿命名，例如心宿二等。 1603年，德国业余天文学家拜尔建议将每个星座中的恒星按照从亮到暗的顺序，以该星座的名称加上一个希腊字母顺序表示。例如猎户座α（参宿四）、猎户座β（参宿七）。如果某个星座的恒星数目超过24个希腊字母，则在星座名称后面加上阿拉伯数字表示。

恆星的分類

根據维恩位移定律 Wien's Displacement law，恆星的顏色與光度有直接的關係。所以天文學家可以由恆星的光譜 light spectrum 得知恆星的性質。 故此,天文學家自19世纪便開始根據恆星光譜的吸收線 absorbion line，以光譜類型 spectral type 將恆星分類。天体物理学就是从这里出来的。 現時最流行之恆星分類方法為 Morgan-Keenan spectral classification (M-K system)，由溫度最高的 O 型開始，順序以 B, A, F, G, K, M,將各恆星分類，而每一類型會再細分為0-9，如太陽的光譜類型為G2。 天文學界有句著名的英語口訣可幫助記憶這些譜型次序: "Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!(Right Now Smart)(另一版本是改 "girl" 為 "guy")。 其後，由於有更多新型的恆星被發現，新的光譜類型如 W 型，L 型, R 型, N 型等相繼被加上。 參看光譜類型 參看赫羅圖 H-R diagram

相關條目


- 恒星列表
- 最亮恒星列表
- 最接近恒星列表
- 變星

参看


- 赫羅圖
- 深空天体
- 光譜類型
- 恆星光譜
- 恒星天文学

外部連結


- [http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/index.html]香港大學物理系自學天文課程"宇宙的本質"之講義(中繁) Category:恒星天文学 Category:天体 ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

天球

天文学等领域中，天球是一个想象的旋转的球，理論上具有无限大的半径，与地同心。天空中所有的物体都想象成是在天球上。与地球相对应，它有天赤道，天极。 许多古代科学家都相信天上的星星是与地球等距离的，这个球就是宇宙的真正的模型。尽管这是不正确的，但它仍不失为一种很好的抽象系统。天空中的一切都不是仅憑我们的肉眼就能够判断出距离的。正因为此，我们仅通过它们的朝向来确定其在天空中的位置。于是，天球就成了一个很有用的天文定位的工具了。 地球绕地轴自转，相對於地球不動的概念，天球上的物体也是每24小时围绕着天极旋转的。这就是昼夜运动，太阳、行星、卫星等等都是东升西落,这称为天球的周日视运动.因為地球有公轉的緣故，一颗恆星总是比它前一天提前約4分钟升起。 天球可被它的赤道（即天赤道）分成北天半球和南天半球两部分。对应着有北回归线、南回归线、南极、北极。 因为地球是自西向东旋转，所有我们就把天球看成是自东向西旋转。 可以构建一个天球坐标系统来量化天空物体的朝向。而因為有天球的概念後，天文學家以此開始創立不同坐標系如黃道坐標系和銀道坐標系。但要注意的是，天球儀是在天球外看天球，天象廳或模擬星象是在天球內看天球的，初學者很多時不能理解這點。 根据观测位置的不同，就具有不同的天球中心。严格的讲，不同的观测者就有不同的天球中心。在地面上观测时，观测者的眼睛就是天球中心，这样建立起来的天球叫做地面天球。 如果从地心观测，则叫做地心天球。把地轴无限延长，就是假想的天轴，地球北极指的一点是北天极，地球南极指的一点就是南天极。通过地球中心和天轴垂直的平面叫做天赤道面，天赤道面和天球的会合处就是天赤道。 太阳在天球上每天移动约1度，一年则移动一周，这称之为太阳周年视运动，太阳中心在天球上视运动的轨迹则是黄道。 category:天球坐标系统 ja:天球 th:ทรงกลมฟ้า

新星

新星是激变变星的一类。这类星通常都很暗，难以发现，爆发时突然增亮，被认为是新产生的恒星，因此而得名。 新星爆发时亮度会增加几万、几十万甚至几百万倍，持续几星期或几年。 新星按光度下降速度分为快新星、慢新星和甚慢新星。 目前在银河系中已发现超过200颗新星。

参看


- 超新星 Category:恒星 ja:新星

天文學

天文学是自然科学的基础学科。它是以观察及解释天体的物质状况及事件为主的学科。主要研究天体的分布、运动、位置、状态、结构、组成、性质及起源和演化。在古代，天文学还与历法的制定有不可分割的关系。天文学与其他自然科学不同之处在于，天文学的实验方法是观测，通过观测来收集天体的各种信息。因而对观测方法和观测手段的研究，是天文学家努力研究的一个方向。物理学和数学对天文学的影响非常大，他们是现代进行天文学研究不可或缺的理论辅助。 数学环绕月球时拍摄的，大陨石坑是位于接近月球背面的中心的代达罗斯陨石坑，它的直径有93千米(58英里）。]]

天文学的发展历史

参看天文学史、天文学年表 天文学的历史已经有几千年了。古代的天文学家通过观测太阳、月球和其他一些天体及天象，确定了时间、方向和历法。这也是天体测量学的开端。如果从人类观测天体，记录天象算起，天文学的历史至少已经有5、6千年了。天文学在人类早期的文明史中，占有非常重要的地位。埃及的金字塔、欧洲的巨石阵都是很著名的史前天文遗址。 天文学的研究范畴和天文的概念从古至今不断发展。在古代，人们只能用肉眼观测天体。2世纪时，古希腊天文学家托勒密提出的地心说统治了西方对宇宙的认识长达1000多年。直到16世纪，波兰天文学家哥白尼才提出了新的宇宙体系的理论——日心说。到了1610年，意大利天文学家伽利略獨立製造折射望远镜，首次以望遠鏡看到了太阳黑子、月球表面和一些行星的表面和盈虧。在同时代，牛顿创立牛顿力学使天文学出现了一个新的分支学科天体力学。天体力学诞生使天文学从单纯描述天体的几何关系和运动状况进入到研究天体之间的相互作用和造成天体运动的原因的新阶段，在天文学的发展历史上，是一次巨大的飞跃。 19世纪中叶天体摄影和分光技术的发明，使天文学家可以进一步深入地研究天体的物理性质、化学组成、运动状态和演化规律，从而更加深入到问题本质，从而也产生了一门新的分支学科天体物理学。这又是天文学的一次重大飞跃。 1950年代，射电望远镜开始应用。到了1960年代，取得了称为“天文学四大发现”的成就：微波背景辐射、脉冲星、类星体和星际有机分子。而与此同时，人类也突破了地球束缚，可到天空中观测天体。除可见光外，天体的紫外线、红外线、无线电波、X射线、γ射线等都能观测到了。这些使得空间天文学得到巨大发展，也对现代天文学成就产生很大影响。 空间天文学的例子：蚂蚁星云实际上是一个已经垂死的恒星，他正在喷出大量气体，图案非常对称。（由哈勃望远镜拍摄）]]

研究对象和领域

天文学的研究对象是各种天体。地球也是一个天体，因此作为一个整体的地球也是天文学的研究对象之一。最初，古人观察太阳、月球和天空中的星星来确定时间、方向和历法，并记录天象。 随着天文学的发展，人类的探测范围到达了距地球约100亿光年的距离，根据尺度和规模，天文学的研究对象可以分为： ;行星层次 : 包括行星系中的行星、围绕行星旋转的卫星和大量的小天体，如小行星、彗星、流星体以及行星际物质等。太阳系是目前能够直接观测的唯一的行星系。但是宇宙中存在着无数像太阳系这样的行星系统。 ;恒星层次 : 现在人们已经观测到了亿万个恒星，太阳只是无数恒星中很普通的一颗。 ;星系层次 : 人类所处的太阳系只是处于由无数恒星组成的银河系中的一隅。而银河系也只是一个普通的星系，除了银河系以外，还存在着许多的河外星系。星系又进一步组成了更大的天体系统，星系群、星系团和超星系团。 ;整个宇宙 : 一些天文学家提出了比超星系团还高一级的总星系。按照现在的理解，总星系就是目前人类所能观测到的宇宙的范围，半径超过了100亿光年。 在天文学研究中最热门、也是最难令人信服的课题之一就是关于宇宙起源与未来的研究。对于宇宙起源问题的理论层出不穷，其中最具代表性，影响最大，也是最多人支持的的就是1948年美国科学家伽莫夫等人提出的大爆炸理论。根据现在不断完善的这个理论，宇宙是在约137亿年前的一次猛烈的爆发中诞生的。然后宇宙不断地膨胀，温度不断地降低，产生各种基本粒子。随着宇宙温度进一步下降，物质由于引力作用开始塌缩，逐级成团。在宇宙年龄约10年时星系开始形成，并逐渐演化为今天的样子。 现代天文学研究的领域非常广泛，有许多非常热门的研究课题。例如：
- 中微子振荡问题
- 日震与星震
- 超新星
- 脉冲星、中子星和奇异星
- X射线双星
- 类星体和活动星系核
- 黑洞和吸积盘
- γ射线暴
- 星系团
- 宇宙微波背景辐射
- 引力透镜
- 引力波的探测
- 暗物质与暗能量

天文学分支

天文学的分支主要可以分为理论天文学与观察天文学两种。天文学观察家常年观察天空，并将所得到的信息整理后，理论天文学家才可能发展出新理论，解释自然现象并对此进行预测。 天文学中习惯于按照研究方法和观测手段来分类： 按照研究方法，天文学可分为：
- 天体测量学
- 天体力学
- 天体物理学：主要研究物理学在天文学中的应用以及利用物理学来解释天文学观测的结果。 按照观测手段，天文学可分为：
- 光学天文学
- 射电天文学
- 红外天文学
- X射线天文学
- 伽马射线天文学
- 空间天文学 其他更细分的学科还有：天文学史-业余天文学-宇宙学-星系天文学-超星系天文学-远红外天文学-伽马射线天文学-高能天体天文学-无线电天文学-太阳系天文学-紫外天文学-X射线天文学-天体地质学-等离子天体物理学-相对论天体物理学-中微子天体物理学-大地天文学-行星物理学-宇宙磁流体力学-宇宙化学-宇宙气体动力学-月面学-月质学-运动学宇宙学-照相天体测量学-中微子天文学-方位天文学-航海天文学-航空天文学-河外天文学-恒星天文学-恒星物理学-后牛顿天体力学-基本天体测量学-考古天文学-空间天体测量学-历书天文学-球面天文学-射电天体测量学-射电天体物理学-实测天体物理学-实用天文学-太阳物理学-太阳系化学-星系动力学-星系天文学-天体生物学-天体演化学-天文地球动力学-天文动力学

天文学的研究方法与手段

天文学研究的对象有极大的尺度，极长的时间，极端的物理特性，因而地面试验室很难模拟。因此天文学的研究方法主要依靠观测。由于地球大气对紫外辐射、X射线和γ射线不透明，因此许多太空探测方法和手段相继出现，例如气球、火箭、人造卫星和航天器等。 天文学的理论常常由于观测信息的不足，天文学家经常会提出许多假说来解释一些天文现象。然后再根据新的观测结果，对原来的理论进行修改或者用新的理论来代替。这也是天文学不同于其他许多自然科学的地方。

天文学与占星术

天文学应当和占星术分开。后者是一种试图通过天体运行状态来预测一个人命运的伪科学。尽管两者的起源相似，在古代常常混杂在一起。但当代的天文学与占星术却有着明显的不同：现代天文学是使用科学方法，以天体为研究对象的学科；而占星术则通过比附，联想等方法把天体位置和人事对应；概而言之，占星学着眼于预测人的命运。

参见


- 空间科学
- 天文学大事年表
- 中国人造卫星一览表
- 时间
- 宇宙速度
- 天文学著作
- 天文学家
- 地外文明
- 航空航天
- 望远镜
- 天文仪器
- 天文学术语
- 天文台
- 深空天体
- 业余天文学

相关链接


- [http://www.cosmoscape.com/ 星空天文网]
- [http://www.bao.ac.cn/ 中国天文]
- [http://www.astronomy.com.cn/ 牧夫天文论坛]
- [http://www.lamost.org/Amateur/ 中国天文网络与软件]
- [http://www.iau.org/ 国际天文学联合会(IAU)]
- [http://www.ency-astro.com/ 天文及天体物理学百科全书]
- [http://skylook.lamost.org/ 星友空间站]
- [http://www.nasa.gov/ 美国国家航空航天局]
- [http://skyandtelescope.com/ 《天空和望远镜》杂志]
- [http://www.astrofarm.net/modules/newbb/ 香港天文農莊]
- category:自然科学 ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

白矮星

白矮星是恆星演化末期产生的天体。这些恒星不能维持核聚变反应，所以在经过氦闪进化到红巨星阶段之后，他们会将外壳抛出形成行星状星云，而留下一个核聚变产生的的高密度核心，即白矮星。 由于缺乏能量的来源，白矮星会逐步释放热能而发光而冷却。其核心靠电子的斥力对抗重力，其密度可达每立方厘米十吨。电子斥力不足以支持超过1.4倍太阳质量的白矮星，外壳的重力会进一步使恒星塌缩成中子星或者黑洞。这个过程中经常伴随着超新星爆发。 释放能量会造成恒星逐步冷却，表面温度逐渐降低，恒星的颜色也会随之变化。经过数千亿年之后，白矮星会冷却到无法发光，成为黑矮星。但是目前普遍认为宇宙的年龄（150亿年）不足以使任何白矮星演化到这一阶段。

形成

白矮星是中低质量的恒星的演化路线的终点。在红巨星阶段的末期，恒星的中心会因为温度、压力不足或者核聚变达到铁阶段而停止产生能量（产生比铁还重的元素不能产生能量，而需要吸收能量）。恒星外壳的重力会压缩恒星产生一个高密度的天体。 一个典型的稳定独立白矮星具有大约半个太阳质量，比地球略大。这种密度仅次于中子星和夸克星。如果白矮星的质量超过1.4倍太阳质量，那么原子核之间的电荷斥力不足以对抗重力，电子会被压入原子核而形成中子星。 大部分恒星的演化过程都包含白矮星阶段。由于很多恒星会通过新星或者超新星爆发将外壳抛出，一些质量略大的恒星也可能最终演化成白矮星。 双星或者多星系统中，由于星际物质的交换，恒星的演化过程可能与单独的恒星不同，例如天狼星的伴星就是一颗年老的大约一个太阳质量的白矮星，但是天狼星是一颗大约2.3个太阳质量的主序星。

历史上的发现

1892年，Alvan Graham Clark发现了天狼星的伴星。根据对恒星数据的分析，这个伴星的质量约一个太阳质量，表面温度大约25000K，但是其光度大约是天狼星的万分之一，所以根据光度和表面积的关系，推断出其大小与地球相当。这样的密度是地球上的物质达不到的。1917年，Adriaan Van Maanen发现了目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。 在十九世纪二十年代发现了量子理论之后，Ralph H. Fowler于1926年建立了一个基于费米-狄拉克统计的解释白矮星的密度的理论。 1930年，Subrahmanyan Chandrasekhar发现了白矮星的质量上限（Chandrasekhar极限），并因此获得1983年的诺贝尔物理学奖。

参考


- 红矮星
- 棕矮星
- 黑矮星 Category:天体 ja:白色矮星

質量

质量通常也是衡量产品或工作的优劣程度的标准。此時的「質量」在台灣及香港通常會被稱為--。 ---- 质量是指物体中所包含的物质的量。以牛顿第二定律所表现出的质量称为惯性质量，以万有引力定律所表现出的质量称为引力质量。这两种质量实际上在可测精度内相等，但目前尚无理论把两者统一起来。 根据狭义相对论，对于运动状态不发生变化的物体而言，质量是一个常量，不因高度、纬度等外界情况而改变。同时，对于低速宏观物体而言，速度的少量改变对质量几乎不发生影响，但对于高速（接近光速）宏观物体而言，速度的少量改变对质量则有较大影响。 在日常生活中，我们普遍认为“有质量”的物体，即宏观物体，实际上是静止质量非零的物体。但要指出的是，这里的“静止”是指物体的相对静止，而不包括物体内部的情况。在微观世界，有很多静止质量为零的存在，如光子，即只有运动时才有质量，换句话说，这个世界上不存在静止的光子（实际上，低于光速也是不可能的），而其质量就等于宏观上测定的能量。 质量的国际标准基准单位是千克。其他国际单位是克、吨、毫克、微克等。 在中国旧时用的斤、两、钱是作为重量单位而不是质量单位。西方的磅、盎司、克拉等也一样。 质量和重量不同，重量是物体受引力作用后所受重力的度量，在不同地区、星球会发生变化。 Category:物理量 Category:经典力学 ja:質量 ko:질량 ms:Jisim simple:Mass th:มวล

中子星

中子星，又名波霎、脈衝星，是恒星演化的终点之一。恆星在核心的氫於核融合反應中耗盡，完全轉變成鐵時便無法从核聚变中获得能量。失去熱輻射壓力支撐的外圍物質受重力牽引會急速向核心墜落，有可能导致外壳的動能轉化為熱能向外爆發產生超新星爆炸，或者根据局恒星质量的不同，整个恒星被压缩成白矮星、中子星以至黑洞。白矮星被压缩成中子星的過程中恒星遭受劇烈的壓縮使其組成物質中的電子併入質子轉化成中子，直徑大約只有十餘公里，但上頭一立方厘米的物質便可重達十億噸，且旋轉速度極快，而由於其磁軸和自轉軸並不重合，磁場旋轉時所產生的無線電波可能會以一明一滅的方式傳到地球，有如人眨眼，故又譯作波霎。

历史上的发现


- 1932年，剑桥大学卡文迪许实验室的英国物理学家詹姆斯·查德威克发现中子，并因此获得1935年的诺贝尔物理学奖。
- 1935年，Walter Baade和Fritz Zwicky预言了中子星的存在。在对超新星的起源的解释中，他们假定中子星是超新星爆发的产物。
- 1967年，剑桥大学卡文迪许实验室的乔丝琳·贝尔和安东尼·休伊什发现了来自脉冲星的无线电脉冲。该辐射源随后被推断为中子星。安东尼·休伊什因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。
- 1969年，在1054年蟹状星云超新星爆发的残骸中发现了一颗射电脉冲星又是中子星，证明了脉冲星、中子星和超新星之间的关系。
- 1971年，Riccardo Giacconi、 Herbert Gursky、 Ed Kellogg、 R. Levinson、 E. Schreier、 和H. Tananbaum 发现一个X射线脉冲星半人马座X-3。

参阅


- 脈衝星
- 夸克星 category:天体 category:恒星 category:恒星演化 ja:中性子星 th:ดาวนิวตรอน

黑洞

黑洞是根据现代的物理理论和天文学理论，所预言的在宇宙空间中存在的一种天体区域。黑洞是由一個質量相當大的天體，在核能耗盡死亡後發生引力塌縮後形成。根据牛顿万有引力定理,由于黑洞的第一宇宙速度过大连光也逃逸不出来,故名黑洞.在此区域内的万有引力非常强大，任何物质都不可能从此区域内逃逸出去，甚至光线都被它强大的引力拉回，因此黑洞不會發光，不能用天文望遠鏡看到，是黑漆漆的天體，但天文學家可藉觀察黑洞周圍物質被吸引時的情況，找出黑洞位置。

尺寸和质量

黑洞据相信是由大于太阳质量2倍的天体发生引力坍塌后形成的。天文学的观测表明，在很多星系的中心，包括银河系，都存在超过太阳质量上亿倍的超大质量黑洞。 根据爱因斯坦的广义相对论，黑洞是可以预测的。他们发生于史瓦兹度量。这是由卡尔．史瓦兹于1915年发现的爱因斯坦方程的最简单解。 根据史瓦兹解，如果一个重力天体的半径小于一个特定的值，天体将会发生坍塌，这个半径就叫做史瓦兹半径。在这个半径以下的天体，其间的时空弯曲得如此厉害，以至于其发射的所有射线，无论是来自什么方向的，都将被吸引入这个天体的中心。因为相对论指出任何物质都不可能超越光速，在史瓦兹半径以下的天体的任何物质——包括重力天体的组成物质——都将塌陷于中心部分。一个有理论上无限密度组成的点组成重力奇点（gravitational singularity）。由于在史瓦兹半径内连光线都不能逃出黑洞，所以一个典型的黑洞确实是“黑”的。 史瓦兹半径由下面式子给出： R=\frac G是万有引力常数，M是天体的质量，c是光速。对于一个与地球质量相等的天体，其史瓦兹半径只是9毫米。

特性

目前公认的理论认为，黑洞只有三个物理量有意义：质量、电荷、角动量。也就是说：对于一个黑洞，一旦这三个物理量确定下来了，这个黑洞的特性也就唯一确定了，这称为黑洞的无毛定理，或者三毛定理。

分类

黑洞可以分为史瓦兹黑洞、带电黑洞、科尔黑洞和科尔纽曼黑洞。 史瓦兹黑洞是这四种黑洞中最简单的，科尔纽曼黑洞是带电并且旋转的黑洞。

微黑洞

微黑洞是理论预言的一类黑洞，目前尚无证据支持微黑洞的存在。它们诞生于宇宙大爆炸初期，质量非常小，根据霍金的理论，黑洞质量越小，“蒸发”越快。因此如果存在微黑洞，那么它们现在一定已经蒸发殆尽了。

否认黑洞存在的一些观点

1、量子力学方面的反驳：
黑洞中心的奇点具有量子不稳定性，所以整个黑洞不可能稳定存在。
2、目前发现的黑洞是一些暗能量星
美国加利福尼亚劳伦斯·利弗莫尔国家实验室的天体物理学家乔治·钱普拉因等认为，目前发现的黑洞是一些暗能量星，真正意义上的黑洞是不存在的。

请参看


- 物理学：了解更多物理学关于天体的理论
  - 天文学
  - 黑洞物理学时间表
- 天体：宇宙中存在各种天体
  - 白洞
  - 中子星
  - 超大质量黑洞

外部链接


- [http://www.dragonweave.com/gothos/html/black_holes/index.html Jilian的黑洞教程]
- [http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/active/smblack.html 超大质量黑洞]
- [http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html Schwarzschild 几何] Category:天体物理学 Category:天体 ja:ブラックホール ko:블랙홀 ms:Lubang gelap simple:Black hole th:หลุมดำ

亮度

亮度是人对光的强度的感受。它是一个主观的量。与亮度不同的，由物理定义的客观的相应的量是光强。这两个量在一般的日常用语中往往被混淆。 category:光學

元素

: 這裡討論化學元素。數學上的元素，請參閱集合。 元素指自然界中一百多种基本的金属和非金属物质，它们只由一种原子组成，其原子中的每一核子具有同样数量的質子，用一般的化学方法不能使之变得更为简单，并且单独地或组合地构成一切物质。是化学元素的简称。

命名

中文命名

元素以部首来表示常溫(298K)時之物态：
- “钅”为固体金属。例：铜、铑
- “石”为类金属。例：硅、碳
- “--”为气体。例：氧、氟
- “氵”和“水”为液体。例：汞、溴 除了从古代中国就发现而且常用的元素（金、银、铜、铁、铂、锡、硫、碳、硼、汞、铅），元素的名称是十九、二十世纪创造的，组成由个部首和表示读音的部分。读音部分几乎全部是大约根据欧洲和北美洲现代或中古化学家或地方的名称（参见#欧文命名）的第一个音节，例如：
- Er（Erbium）＝钅＋耳→铒
- Nd（Neodymium，）＝钅＋女→钕
- Eu（Europium）＝钅＋有→铕
- Ka（Kalium）＝钅＋甲→钾
- Na（Natrium）＝钅＋内→钠
- Sb（Stibium）＝钅＋弟→锑（用第一音节的一部分）
- I（Iodine）＝石＋典→碘（用最后音节）
- Ar（Argon）＝--＋亚→氩（用第一音节的一部分） 少数部分元素中文名字是描述特色：
- 溴：味道臭
- 氯：颜色绿
- 氢：重量轻
- 氮：“淡”取冲淡空气之意
- 磷：发磷光或磷火
- 氧：“养”取支持生命之意

欧文命名

因为欧洲语文有密切的关系，除了那些各语文从远古就知的，所用的元素名称都是非常类似，因为科学名称都来源于新拉丁文。大部分元素结尾是“-ium”，一些罗马语系语文结尾“-io”。例如，钷在常见欧文是：
- 新拉丁文、英文、德文、荷兰文、丹麦文、瑞典文、挪威文、捷克文：Promethium（大部分大写）
- 法文：prométhium
- 西班牙文、意大利文：prometio
- 葡萄牙文：Promécio
- 波兰文：promet
- 加泰隆文：prometi
- 爱沙尼亚文：promeetium 和中文元素名字不一样的是欧文元素名字大部分是描述特色，其它：
- 20个左右来源于地名（全部欧美）：
  - Germanium（锗）：德国。
  - Yttrium(钇)、Terbium(铽)、Ytterbium（镱）：这三者都来源于瑞典小镇伊特比。
- 10个左右来源于人或神名，例：
  - Curium （锔）：--夫人。
  - Promethium（钷）：普罗米修斯，古希腊神话中偷火被处罚的神。

参看


- 元素周期表
- 元素列表
- ja:元素 ko:화학 원소 ms:Unsur kimia simple:Element th:ธาตุเคมี

中子

中子
分類
合成粒子
- 費米子
  - 重子
    - 中子
（中子亦屬於核子。）
歷史
符號：n
發現時間：1930年
發現者：詹姆斯·查德威克（英国）
基本性質
質量：940 MeV
電荷：0
自旋：1/2
受作用力：引力、弱核力、強核力
半衰期：在原子核中穏定
在核外約為 15 分鐘
中子是一种电中性的粒子，具有与质子大约相同的质量。中子属于重子类，由两个底夸克和一个顶夸克构成。 绝大多数的原子核都由中子和质子组成（仅有一种氢原子的同位素例外，它由一个质子构成）。在原子核外，中子性质不稳定，半衰期为15分钟。中子衰变时释放一个电子和一个反中微子而成为质子。同样的衰变过程在一些原子核中也存在。原子核中的中子和质子可以通过吸收和释放π介子互相转换。中子是由剑桥大学卡文迪许实验室的英国物理学家查德威克于1932年发现的。 中子和其它常見的次原子粒子最大的分別在於本身不帶電荷。但其實只是因為底夸克和頂夸克的電荷互相抵消。 這分別使得它在較後期才被發現，令它穿透性強，無法直接進行觀察，也令它在核轉變中成為非常重要的媒介物。 雖然组成物质的原子在正常情況下不帶電荷，但原子比中子大一萬倍，是由帶負電的電子圍繞帶正電的原子核運行而形成的複雜系統。帶電粒子（如質子，電子，或α粒子）和電磁波(如伽瑪射線) 都會在穿透物質時消耗能量，形式是將所穿透物質離子化。帶電粒子會因此而慢下來，電磁波则會被所穿透物質吸收。中子的情況截然不同，它只會在與原子核近矩離接觸時受強作用力或弱作用力影嚮：結果一個自由中子在與原子核直接碰撞前不受任何外力影嚮。因為原子核太小，碰撞機會極少，因此自由中子會在一段極長的矩離保持不變。 In the case of a collision of the elastic type, the ordinary laws of momentum apply as they do in the elastic collision of billiard balls. If the nucleus that is struck is heavy, it acquires relatively little speed, but if it is a proton, which is approximately equal in mass to the neutron, it is projected forward with a large fraction of the original speed of the neutron, which is itself correspondingly slowed. Secondary projectiles resulting from these collisions may be detected, for they are charged and produce ionization. The uncharged nature of the neutron makes it not only difficult to detect but difficult to control. Charged particles can be accelerated, decelerated, or deflected by electric or magnetic fields which have about no effect on neutrons (there is a small effect of a magnetic field on the free neutron because of its magnetic moment). Furthermore, free neutrons (neutron radiation) can be obtained only from nuclear disintegrations; there is no natural supply. The only means we have of controlling free neutrons is to put nuclei in their way so that they will be slowed and deflected or absorbed by collisions. These effects are of great practical importance in nuclear reactors and nuclear weapons. Free neutron beams are obtained from neutron sources by neutron transport.

發現

In 1930 Walther Bothe and H. Becker in Germany found that if the very energetic natural alpha particles from polonium fell on certain of the light elements, specifically beryllium, boron, or lithium, an unusually penetrating radiation was produced. At first this radiation was thought to be gamma radiation although it was more penetrating than any gamma rays known, and the details of experimental results were very difficult to interpret on this basis. The next important contribution was reported in 1932 by Irène Joliot-Curie and Frédéric Joliot in Paris. They showed that if this unknown radiation fell on paraffin or any other hydrogen-containing compound it ejected protons of very high energy. This was not in itself inconsistent with the assumed gamma ray nature of the new radiation, but detailed quantitative analysis of the data became increasingly difficult to reconcile with such an hypothesis. Finally (later in 1932) the physicist James Chadwick in England performed a series of experiments showing that the gamma ray hypothesis was untenable. He suggested that in fact the new radiation consisted of uncharged particles of approximately the mass of the proton, and he performed a series of experiments verifying his suggestion. Such uncharged particles were eventually called neutrons, apparently from the Latin root for neutral and the Greek ending -on (by imitation of electron and proton).

現今發展

The existence of stable clusters of four neutrons, or tetraneutrons, has been hypothesised by a team led by Francisco-Miguel Marqués at the CNRS Laboratory for Nuclear Physics based on observations of the disintegration of beryllium-14 nuclei. This is particularly interesting, because current theory suggests that these clusters should not be stable, and therefore not exist.

請參閱


- 合成粒子
- 粒子列表
- 核子 Category:重子 ja:中性子 ko:중성자 th:นิวตรอน

中微子

中微子是一種基本粒子，其自旋為 ½，符號為 ν。中微子共有三種：電子中微子、渺子中微子和陶子中微子，分別對應於相應的輕子：電子、渺子和陶子。所有中微子都不帶電荷，不参与电磁相互作用和强相互作用，参与弱相互作用。 標準模型預言，中微子的静止質量为零。 中微子没有通常意义上的反粒子。中微子只有左旋，反中微子只有右旋。 反電子中微子是 β衰變的副產品。

发现

1930年，奥地利物理学家泡利提出存在中微子的假设。1965年，柯温(C.L.Cowan)和莱茵斯(F.Reines)利用核反应堆产物的β衰变产生反中微子，观测到了中微子诱发的反应： :\bar + p \rightarrow n + e^ 这是第一次从实验上得到中微子存在的证据。 1962年，美国布鲁克海文国家实验室的物理学家莱德曼(L.Lederman)等人发现了中微子有“味”的属性，证实了ν子中微子和电子中微子是不同的中微子。他们也因此获得1988年的诺贝尔物理学奖。2000年7月21日，美国费米国家实验室宣布发现了τ子中微子存在的证据。 1968年，美国物理学家戴维斯(R.Davis)等人在美国南达科他州的Homestake地下金矿中建造了一个大型中微子探测器，通过探测发现，来自太阳的中微子比理论预言减少了1/3，这就是太阳中微子问题。1998年6月5日，日本超级神冈探测器的科学家们宣布找到了中微子振荡的证据，即中微子在不同“味”之间发生了转换，这表明中微子的静止质量不为零，然而实验只能测出不同“味”的中微子质量之差，不能测得绝对质量。 Category:轻子 ja:ニュートリノ ko:중성미자 simple:Neutrino

光速

真空中的光速是一个物理常数（符號是c），等于299,792,458米/秒。根据爱因斯坦的相对论，没有任何物体或信息运动的速度可以超过光速。 光速的测量方法： 最早光速的准确数值是通过观测木星对其卫星的掩食测量的。还有转动齿轮法、转镜法、克尔盒法、变频闪光法等光速测量方法 1983年，光速取代了保存在巴黎国际计量局的铂制米原器被选作定义“米”的标准，并且约定光速严格等于299,792,458米/秒，此数值与当时的米的定义和秒的定义一致。后来，随着实验精度的不断提高，光速的数值有所改变，米被定义为1/299,792,458秒内光通过的路程。 根據現代物理學，所有電磁波，包括可見光，在真空中的速度是常數，即是光速。强相互作用、电磁作用、弱相互作用傳播的速度都是光速，根据廣義相對論，万有引力傳播的速度也是光速，且已于2003年得以证实。根據電磁學的定律，發放電磁波的物件的速度不會影響電磁波的速度。結合相對性原則，觀察者的參考坐標和發放光波的物件的速度不會影響被測量的光速，但会影响波长而产生红移、蓝移。這是狹義相對論的基礎。相對論探討的是光速而不是光，就算光被稍微減慢，也不會影響狹義相對論。

光速的物理

接近光速情况下，迪卡儿座标系不再适用。同樣測量光線離開自己的速度，一個快速追光的人與一個靜止的人會測得相同的速度（光速）。這與日常生活中對速度的概念有異。兩車以50km/h的速度迎面飛馳，司機會感覺對方的車以50 + 50 = 100km/h行駛，即與自己靜止而對方以100km/h迎面駛來的情況無異。但當速度接近光速時，實驗證明簡單加法計算速度再不湊效。當兩飛船以90%光速的速度（對第三者來說）迎面飛行時，船上的人不會感覺對方的飛船以90% + 90% = 180%光速速度迎面飛來，而只是以稍低於99.5%的光速速度行駛。結果可從愛因斯坦計算速度的算式得出： : u = v和w是對第三者來說飛船的速度，u是感受的速度，c是光速。

参阅


- 麦克斯韦方程组
- 相对论 Category:常数 Category:光学 Category:电磁学 Category:相对论 als:Lichtgeschwindigkeit ja:光速度 ko:빛의 속도 ms:Kelajuan cahaya simple:Speed of light th:อัตราเร็วของแสง

伽傌射線

伽马射线，或γ射线是原子衰變裂解時放出的射線之一。此種電磁波波長很短，穿透力很強，又攜帶高能量，容易造成生物體細胞內的DNA斷裂進而引起細胞突變、造血功能缺失、癌症等疾病。 Category:電磁波譜 Category:放射線學 ja:ガンマ線

Tempetes et Jambes de bois

Tempêtes et jambes de bois est un jeu de rôle français amateur gratuit conçu par Michael et Yohan Bismuth. Le jeu se déroule sur Océania, un monde ravagé par les titans et la magie, dans lequel vous pourrez incarner toutes sortes de personnages allant du magicien au pirate, en passant par le tortionnaire, le samouraï et bien d'autres… Le monde étant surpeuplé de monstres, l'espèce humaine est en péril et les hommes voyagent donc le plus possible en bateau afin d'éviter de dangereuses rencontres, bien que la mer présente aussi des risques. [http://bb.domaindlx.com/tempete/ Site officiel du jeu]

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