物理天文学

物理天文学（共6篇）

物理天文学 篇1

主要观测及研究机构

天文学及天体物理学研究分为实际天文观测与理论分析探讨两大类。由于台湾岛内缺少独立建造大型天文望远镜的经济和技术能力, 以及当地岛屿环境导致温湿潮热多云的的地理气候条件不适宜开展天文观测, 因此除在嘉义鹿林山上建有4座口径仅50厘米的小型天文望远镜和一具1米口径的中型天文望远镜外, 其余观测设备都是通过在外国与其他天文台或天文国际组织合作建造的方式来取得, 包括位于美国夏威夷冒纳基山的次毫米波阵列射电望远镜和宇宙微波背景辐射阵列射电望远镜, 以及位于格陵兰的12米射电望远镜和目前正在建造中的位于智利阿塔卡玛沙漠的大型毫米波及次毫米波阵列射电望远镜, 台湾都只是众多参与者之一, 仅拥有这些天文观测设施的部分使用权力。

鹿林天文台位于嘉义县阿里山乡及南投县信义乡交界处, 地处玉山公园之内, 海拔2, 862米, 位于逆温层之上, 光害和尘害较小。由于纬度低, 接近赤道, 可以观测到较宽广的范围, 包括日本、韩国等国家观测不到的南半球天体。尤其是沿着夏威夷的大天文台, 向西到台湾, 中间没有任何观测站, 因此鹿林天文台成为国际上重要的观测点之一。

该天文台由台湾“中央”大学在1999年设立, 目前由该校天文研究所管理。从2003年迄今, 研究人员发表了约80余篇被SCI收录的科学论文, 发现小行星数量近400颗, 其中有7颗取得正式编号, 拥有命名权, 当中已命名的三颗小行星分别叫“鹿林”、“中大”和“嘉义”, 且在2007年首次由岛内的望远镜发现第一颗彗星“鹿林彗星”, 创造台湾首度发现彗星的纪录。近年台湾鹿林天文台还与大陆中科院紫金山天文台开展合作交流, 双方研究人员轮流在对方天文台从事观测研究。

台湾“中央”大学天文研究所是台湾最早成立的天文研究与教学单位, 有工作人员约20人, 现任所长黄崇源。该所天文教育与研究工作并重, 并与美、德、英等国家的研究机构共同参与泛星计划, 受到国际天文学界瞩目。目前该所正在筹划建造新的2米天文望远镜, 作为该校“发展国际一流大学及顶尖研究中心计划”的重点项目, 建成后将成东亚最大的天文光学望远镜之一。

除“中央”大学外, 台湾大学、新竹清华大学、新竹交通大学、成功大学等高校也在开展有关天文及天体物理学方面的教学及研究, 但主要侧重基础理论方面。

岛内最主要的天文研究机构无疑要数台湾中研院天文及天文物理研究所 (简称中研院天文所) 。该所自1993年开始筹建, 直到2010年6月才正式宣告成立, 所址位于台湾大学校区内 (天文数学馆大楼内) , 另在美国夏威夷设有办事处。首任所长为贺曾朴, 现有31位研究人员, 包括特聘研究员4人, 研究员5人, 副研究员11人, 助研究员11人, 每年还有100多名访问学者、博士后研究人员和海外科学家来所内从事合作研究, 主要研究方向包括河外天文学、恒星形成、星际与拱星介质 (也称原行星盘) 、天文尘粒物理、高能天文物理、理论及观测宇宙学、太阳系及系外行星系统、天文仪器安装与测试等, 每年均发表论文200余篇。

2004年, 该所设立高等理论天文物理研究中心, 最初位于新竹市清华大学校园内, 2013年迁至台湾大学, 目的是将天文物理研究与教学相结合, 将研究成果整合融入岛内大学生及研究生的教育课程之中, 培养下一代天文学家。自成立以来, 该中心积极开展有关宇宙中恒星、行星、致密天体、星系等起源与演化问题的研究, 包括流体动力学、磁流体动力学、天文化学、辐射转移等数值模拟, 每年均举办一期冬季/夏季短期课程、2到4次学术研讨会或各种规模的主题式课程, 同时积极邀约外国访问学者造访该所, 举办学术研讨会与短期培训课程。

重点发展射电天文学

在天文及天体物理领域, 台湾自上世纪90年代开始, 集中发展射电天文学及研发可见光与红外线天文观测仪器, 努力打造一个射电天文仪器专业团队, 参加外国的一些天文观测计划, 目前取得的研究成果包括:利用各种射电观测数据绘制出超巨星猎户的图像;利用毫米波阵列研究恒星形成的各个阶段, 包括形成前的分子云状态、无星体致密核的早期塌缩阶段、中心密度极高的原恒星及大质量恒星的形成;探索无星体致密核, 发现无星体高密度气体云图像与正在塌缩的含原恒星气体凝聚物类似, 但大小比正在塌缩的含原恒星气体凝聚物大数十倍;利用日本野边山毫米波阵列对邻近恒星形成区域的原恒星壳层进行观测, 取得位于金牛座及蛇夫星座17个原恒星的高解析度资料, 并发现其中11个星源中有塌缩运动;利用美国加州伯克利-伊利诺-马里兰三校联盟毫米望远镜BIMA阵列, 观测原恒星系统NGC1333IRAS4, 藉氢氰酸谱线追踪分子喷流, 发现在1个以上完整的循环后, 喷流呈现周期性扭动型态;通过探测新恒星离子化气体发出的毫米波发射线, 研究处于生命阶段早期的高质量恒星─超致密HⅡ区, 以辨认年轻的高质量恒星形成区;观测大麦哲伦星系内的N113及小麦哲伦星系内的LIRS36分子云;进行共振激发机制在星系盘中作用、星系核心盘、碟形系统的粒子动力学、星系电磁场、星系盘扭曲及星系中央气体盘补充问题研究等。

1996年, 当时尚处于筹建中的台湾中研院天文所加入美国史密森天文台的次毫米波阵列 (SMA) 计划, 在4000米高的夏威夷冒纳基 ( (Mauna Kea) 山上建造8座6米射电天线, 其中两座由台湾出资建造。该设施是全世界第一个次毫米波干涉阵列射电天文望远镜, 于2003年11月建成启用, 有4个观测波段, 其基线可到达509米, 具备各种光谱仪器, 特别适合观测冷星际物质, 可分析紧临年轻或老年恒星的低温云气、形成恒星或行星的吸积盘, 以及外星系中的恒星剧增区。自启用以来, 台湾科学家已先后发表关于探测冥王星的卫星卡戎、分析恒星周围喷流、勘测恒星形成区域的磁场、研究邻近星系的星系核, 以及探测仅见于次毫米波段观测的极高红移星系等方面的论文。

2000年, 台湾中研院天文所与台湾大学物理系及电机系合作, 执行“宇宙学与粒子天文物理学研究”计划, 由台湾中研院与教育和科技主管部门共同资助, 在夏威夷冒纳洛峰 (Mauna Loa) 3, 400米处建造宇宙微波背景辐射阵列射电望远镜 (英文简称AMi BA, 也称“李远哲宇宙背景辐射阵列”, 见图5) , 参加该计划的还有澳大利亚国家天文台以及其他外国大学。

这是第一座由台湾主导、参与设计并兴建的世界级天文观测设施, 由7个口径0.6米的反射镜组成, 其建造工程包括设计制造及测试经完全整合的单晶微波调谐混频器、各种W频段的低噪音放大器及具有17GHz频宽的砷化镓放大器、混波讯号源组及中频讯号处理器, 以及新型的六脚追踪架、6米碳纤平台、碳纤反射镜、可开合的外罩等。台湾磁震公司及中山科学院航空研究所等也参与了兴建工程。

2006年10月, 该观测设备建成并正式启用, 利用电波望远镜中的干涉仪技术, 测量宇宙微波背景辐射在95GHz的SZ (Sunyaev-Zel'dovich) 效应和极化。藉以探测宇宙大爆炸后残余微波背景辐射 (CMB) 的分布, 研究早期宇宙的结构, 如一般物质、暗物质、与暗能量等的相对比例, 也能藉由CMB光子的逆康普顿散射, 探测并描绘遥远的星系团。2007年至2008年间, 该设施成功探测并描绘6个遥远的星系团, 并发现所侦测到的辐射转弱特征与预测中星系团内暗物质的分布情形相符。

2009年, 该设施完成从7座0.6米镜面升级为13座1.2米镜面的升级扩建工程, 使其观测灵敏度改善了约60倍。目前已完成8个遥远高红移星系团的初步观测, 显示其具有在波长3毫米处辐射较弱的特征, 且与星系的距离无关。

为支持AMi BA探测到的高红移星系团的后续观测, 台湾科学家参与加拿大-法国-夏威夷望远镜 (CFHT) 上的广角红外相机 (WIRCam) 的研发建造计划。该部相机有4组2048×2048像素窄禁带半导体碲镉汞探测器阵列, 达到20×20角分的大广角视野, 可以进行大尺度的近红外光成像普查, 研究恒星形成、星系结构与演化、宇宙大尺度结构等。台湾参了与相机设计的各个阶段, 着重于探测器的读出电子装置、探测器的测试、控制软件以及分析用的数据处理系统, 台湾中华电信研究所及玉晶光电公司共同进行低温下感光元件的特性测试。

参加广角红外线相机研制计划, 为台湾天文学家提供了许多使用加-法-夏3.6米望远镜的机会, 也是台湾首次获得世界级大型天文光学望远镜的使用权。自2005年底成功地将广角红外线相机运送至加-法-夏望远镜之后, 台湾科学家继续与CFHT机构合作研制下一代先进自适应光学仪器。此设备可补偿大气的模糊效应, 为望远镜提供更锐利的图像。台湾方面负责研发新的CCD (电荷耦合元件) 波前感应器。目前, 台湾科学家正继续与加-法-夏望远镜机构合作研制下一代仪器——极化光谱仪 (SPIROU) , 由台湾方面负责研发新的图像稳定控制系统与导星相机系统, 并合作研发科学相机, 2015年开始启用。

天文观测成果

在可见光观测方面, 2002年台湾中研院天文所、“中央”大学天文所与美国哈佛史密森天文物理中心及韩国延世大学合作开展“掩星观测计划” (TAOS) , 在鹿林天文台使用4具口径0.5米的小型光学望远镜, 配有2048×2048像素的CCD相机, 每晚在其3平方度的广角视野内, 以每秒5次 (2013年起改为每秒10次) 的频率监测约1, 000颗恒星, 自动搜寻柯伊伯带 (台湾称古柏带) 天体对远处背景恒星造成的掩星现象。全部4台望远镜在2006年底全面建成并运行, 迄今已获得上亿个光度测定数据, 测量了柯伊伯带、黄道离散天体及奥尔特云天体尺寸的分布。7年多的观测结果对太阳系中直径大于700米的柯伊伯带天体数量设下了非常严格的上限, 这与行星如何藉这些物体碰撞而形成的理论有很重要的关联。

受限于这些小型光学望远镜的性能、鹿林山不佳的天候及大气环境, 因此台湾中研院天文所决定进行掩星观测的后续计划——“海王星外自动掩星普查计划” (TAOS-Ⅱ) 不再在岛内进行, 而是选定隶属于墨西哥国家天文台、海拔2, 800米的圣多白禄天文台作为新的台址, 目前正在兴建3个口径1.3米的新型光学望远镜, 加上速度更快的相机, 可以观测到更多的掩星事件, 比前一代在探测速率强100倍, 能够将太阳系可观测的极限从100天文单位范围推展至1, 000天文单位范围, 以估计不同大小的海王星外天体的密度, 这将有助于揭开太阳系如何形成之谜。

6台湾中研院天文所出资, 在墨西哥圣多白禄天文台兴建3个口径1.3米的新型光学望远镜, 双方共同开展“海王星外自动掩星普查计划” (TAOS-Ⅱ) , 计划从2016年开始取得观测资料。

此外, 自2008年起, 台湾中研院天文所与日本国家天文台合作, 负责为其设在夏威夷冒纳基山的口径8.2米的斯巴鲁 (Subaru, 也称昴宿星团) 大型天文光学望远镜研制新一代高灵敏度超广角可见光相机 (HSC) 。它是当时世界上最大的可见光数码相机, 总共有116片800万像素的CCD元件紧密排列, 可涵盖1.5度的视野。2012年8月完成安装后, 比原有广角相机的视野提高了7倍, 可提供全球最高的整体观测效率。其主要科学目标是对大范围天区进行弱引力透镜研究, 5年内观测约2, 000平方度, 捕捉来自遥远宇宙微弱天体信号, 探测大天区星系团质量的整体分布 (含一般物质与暗物质) , 检验出宇宙的切变, 藉以探讨暗能量、暗物质、宇宙加速膨胀等近代重大天文问题。凭藉参与该计划, 台湾获得了大规模巡天普查资料及斯巴鲁其他仪器的使用权。

最近, 台湾中研院天文所与日本国立天文台签署合作备忘录, 双方同意就该望远镜的下一步升级与开发继续合作, 共同研制包括主焦点光谱仪 (PFS) 在内的多种先进可见光及红外天文仪器, 其中台湾方面将负责研发主焦点光谱仪中两项关键机械元件结构设计及整合。

物理天文学 篇2

2018年以“申请-考核”制招收博士研究生招生简章

物理与天文学院2018年招收博士研究生实行以综合素质能力考核为基础的“申请-考核”制招生方式。申请人须按照中山大学2018年博士研究生招生章程和物理与天文学院的相关要求进行报名并提交申请材料。

一、申请条件

1、遵守中华人民共和国宪法和法律，道德品行良好，身体和心理健康状况符合国家和中山大学的规定。

2、已获硕士学位者及应届硕士毕业生(最迟须于入学前取得硕士学位)。

3、申请人持境外获得的学历证书报考，须通过教育部留学服务中心认证，资格审查时须提交认证报告（最迟须于录取前提交）。

4、有两名与本学科有关的副教授（或相当职称）以上的专家推荐。

5、具有浓厚的学术研究兴趣，具备较强的科研能力。

6、英语水平满足以下条件中的一项：（1）发表过英文的专业性学术论文，（2）通过大学英语六级考试。如不能满足以上条件，仅通过国家大学英语四级考试，可书面提出申请（可提供证明英语水平的材料），由学院审核小组重点考核其英语水平，并确定其英语水平是否达到要求。

7、《中山大学2018年博士研究生招生章程》规定的其他报考基本条件。

申请人须承诺学历、学位证书和考试身份的真实性，一经招生单位或认证部门查证为不实，即取消考核或入学资格，已入学的取消学籍。

二、招生专业和学制

招生专业详见《中山大学2018年博士研究生招生专业目录》。以“申请-考核”制招收的博士研究生学制为4年。

三、招生类别和人数

物理与天文学院各专业不招收定向就业博士研究生（不包括国家专项计划）。招生专业目录上注明的招生人数为我院2018年的招生计划数，具体招生人数将在录取前视生源情况进行适当调整。招生计划数含免试博士生（硕博连读、直接攻博）计划招生人数，我院招收免试博士生的人数和“申请-考核”制招收的博士生计划数将于网上报名前在中山大学研究生招生网公布，供考生参考，请考生务必留意网上信息。

有关博士生导师的介绍，请登录中山大学研究生院网站或物理与天文学院网站浏览了解。

四、报名程序

1、中山大学研究生院网上报名和交费。

符合申请条件的申请人请于2017年11月登录中山大学研究生院博士网上报名系统（网址：http://graduate.sysu.edu.cn/zsw/），提交报名信息，缴纳报名费（报名费一经缴纳，概不退还）。报名的具体时间、办法及要求将于报名开始前在中山大学研究生招生网公布。

2、提交纸质材料。

网报成功后，请于2017年12月13日前将以下纸质申请资料寄（送）达物理与天文学院办公室（自备信封统一装入，寄/送地址见第3条）。截止12月13日仍未收到材料者，视为放弃报考。

所需提交材料共计11项：

（1）通过网上报名系统打印的《报考攻读博士学位研究生登记表》。

（2）个人陈述：学习和工作经历、经验、能力、特别成就等，不超过2000字。

（3）通过网上报名系统打印的《攻读博士学位期间拟开展的研究计划》，不少于3000字。

（4）成绩单：本科、研究生阶段成绩单（需就读学校的教务或研究生主管部门盖章）。

（5）代表性学术成果：包括已发表论文、未发表的工作论文或学位论文，不超过3篇。（6）两名与报考学科相关的副教授（或相当职称）以上的专家推荐信（空白表从网上下载）。

（7）硕士学位证书复印件（应届毕业硕士生必须在入学时补交）。

（8）外语水平证明复印件。如果申请人只通过国家大学英语四级考试，可书面提出申请（可提供证明英语水平的材料），由学院审核小组重点考核其英语水平，并确定其英语水平是否达到要求。

（9）有效身份证复印件1份（居民身份证、护照）。（10)学生证复印件1份（往届生无需提供）。（11）体格检查表（二级甲等以上医院检查并盖章，空白表从网上下载）。

凡未在规定的时间内进行网上报名、缴纳报名费或送（寄）报考材料至我院查验者，将被视为自动放弃申请资格。

3、邮寄地址或直接递交

广东省珠海市香洲区唐家湾中山大学海滨红楼17栋物理与天文学院钟老师收 邮编519082 电话0756-3668930（请在信封右上角注明“博士生申请-考核制”）

注：① 以上申请材料请按顺序编号提交，若上述申请材料不全，将不予受理；

② 所提交材料不退还；

③考生须承诺学历、学位证书和考试身份的真实性，若发现材料造假者，包括学术造假或抄袭，即被取消录取或入学资格，已入校的学生将被取消学籍。

五、材料审核

物理与天文学院办公室对照上述报考条件要求，对申请人的申报资格进行形式审查。分学科（学科分组参见附件）组织以博士研究生导师为主的专家组对已通过形式审查的申请资料进行审核，根据招生计划，按照一定的比例择优确定进入综合考核考生名单，并于2017年12月下旬在学院网站公示。

六、综合考核

综合考核采取面试的方式进行，分为专家组面试考察和导师组面试考察两部分。对申请人的外语水平、学术能力、培养潜质、心理素质及思想道德等进行全面考核，重点考察申请人综合运用所学知识的能力、对本学科前沿知识和最新研究动态掌握的情况以及是否具备博士研究生培养的潜能和综合素质。考核于2018年1月进行，具体时间及地点由学院另行通知。

1、专家组面试考察：总分300分，通过学科专家组面试产生。每名申请人的面试时间不少于40分钟，其中PPT陈述时间20分钟。学科专家组由相关学科专业的研究生导师组成，小组成员不少于5人，其中博士研究生导师不得少于3人。专家组面试的内容包括专业英语、基础和专业知识、逻辑思维能力、科研能力和综合心理素质等。按照“英语”、“基础综合”和“专业综合”三项科目分别给分，每项成绩的总分为100分。三项成绩的总和为专家组面试考察成绩。

2、导师组面试考察：总分300分。由申请人所报读的导师组织不少于3人的导师组对其进行面试。导师组对每名申请人的面试时间不少于30分钟。面试采用口头的方式进行，内容包括基础和专业知识、科研能力、逻辑思维能力和口头表达能力等。导师综合考察申请人后，给出面试成绩。学院根据导师组给出的面试成绩，对通过导师组面试的申请人进行排序，并折算为标准分。

七、录取

1、总成绩为导师组面试考察成绩和专家组面试考察成绩的总和。根据导师招生名额，按照总成绩从高分到低分依次确定推荐拟录取名单，报经研究生院审核后公示。

2、导师组面试考察成绩低于180分的考生不予录取；专家组面试考察成绩低于180分的考生不予录取。

3、不接受破格录取申请。

八、调剂

1、我院院内跨专业调剂申请由学院研究生教育与学位专门委员会学院进行审批。

2、如招生计划未完全使用，可接受原报读我校其他院系但未获录取考生的再次申请，申请人须符合我院的申请条件，按要求提交申请材料，通过材料审核及学校招生工作领导小组审批后参加综合考核。

九、学费及奖助金

博士研究生的学费及奖助金标准按照学校有关规定执行。

十、其他

1、学费缴纳、最长学习年限、毕业就业、学生住宿等按中山大学有关规定执行。

2、本说明由物理与天文学院负责解释。

十一、联系方式

中山大学物理与天文学院 钟老师

地址：广东省珠海市香洲区唐家湾中山大学海滨红楼17栋物理与天文学院

邮政编码：519082 电话：0756-3668930 邮箱：zhongruf@mail.sysu.edu.cn 招生相关信息查询请登录物理与天文学院网站（http://spa.sysu.edu.cn/），查看招生-研究生招生信息栏目。

附：学科分组

物理天文学 篇3

大学物理作为面向理工科专业的一门基础课、必修课, 其知识的掌握程度和能力的培养对后续专业知识的学习有着直接的影响, 其重要性不可言喻。当然, 有很多学生, 特别是他们处在低年级, 对这种重要性并没有直观的印象。所以, 在实际教学活动中适当穿插一些相关专业或者前沿科技的知识, 让学生感受物理是如何被应用的, 从而提高学生对物理学习的兴趣, 激发其主动性和创造性。穿插的内容也应是学生普遍感兴趣的, 比如对学生所学专业或者是一些重大的科技进展。除此之外, 我发现天文学是一个很好的穿插对象。天文学是研究宇宙空间天体、宇宙结构和发展的学科, 是一门古老的学科, 也是当代最活跃的前沿学科之一, 本身具有强大的吸引力, 很容易抓住学生的注意力。而且关于天文学的新闻时常出现在各种媒体, 对一些字眼和基本概念, 学生也不会感觉太陌生, 这样也就容易拿来当作素材介绍, 用物理理论来讲解会让学生对之理解得更深入透彻。本文通过几个实例来介绍天文学知识是如何穿插在大学物理教学中的。

二、应用实例

恒星是天体中大家都比较熟悉和关注的, 比如离我们最近的恒星———天阳。下面我们就以恒星为例子, 看看里面包含哪些物理过程。首先关于恒星的形成, 恒星是分子云引力塌缩形成的。那在什么条件下分子云才可能塌缩形成恒星?如果仅仅只是引力, 那么分子云内任何微小的密度涨落必将导致引力塌缩, 很自然就会形成恒星。刚刚学过气体运动理论, 就会想到分子热运动不可避免。因此, 分子云内部必然存在着引力相抗衡的热压力。其结果是, 较小的密度涨落产生的引力会被热压力所克服, 并不能导致塌缩。只有当分子云本身密度较大时, 才可能存在较强的密度涨落, 从而引起引力不稳定性, 并导致塌缩。此时, 热压力不足以抵抗引力导致的塌缩。这里只需要利用理想气体压强的概念, 学生很容易顺着这条思路找到答案。下面, 我们来简单估计产生引力不稳定的临界条件。假设分子云为理想气体, 温度为T、密度为ρ。考虑半径为r的球, 其质量为M∝r3ρ, 球体受到的引力为∝GM2/r2, 热压力为∝Pr2。若气体分子的平均分子质量为m, 利用理想气体状态方程, 气体压强为P=ρkT/m。这样就可以得到引力不稳定发生的临界尺度和临界密度:

上面的式子就是天文学中常用的金斯不稳定性判据, 更严格的解比上面的会多出一个常数π, 但是作为量级来估计, (1) 式已经足够了。

这里用的物理知识都很简单基础, 很容易让学生入手。通过这个例子, 学生感觉自己也会用物理知识, 而且跟天文更近了。

是不是满足金斯不稳定性引起引力塌缩就能形成恒星呢?这里还有一个关键的问题是关于恒星的点火条件。我们知道恒星能量来源于轻核聚变, 例如天阳中心的氢核聚变。但是恒星内部是否能够发生核聚变呢?

事实上, 核聚变会受到原子间库仑势垒的阻碍。下面我们可以简单估计该势垒的大小。在原子核物理简介这一章, 我们学习过原子核中核子半径为rN=R0A1/3≈1.2A1/3fm, 其中A为原子核质质量数。在大于rN的区域, 库仑作用主导, 则两个核电荷数分别为Z1和Z2, 质量数为A1和A2的原子核之间的库仑势垒为:rN1+rN2A11/3+A21/3

恒星中心典型温度约107K, 原子核的动能只有≈kT≈1keV垲VC。因此, 用经典物理知识我们甚至无法理解太阳为什么会发光这样基本的问题。但是, 微观粒子具有波粒二象性, 这里需要考虑量子隧道效应, 只要核子动能足够大, 还是可以大规模穿过库仑势垒的, 从而“点火”。这要求星体中心温度不能太小, 被称为点火温度。通过这个例子, 学生感觉到像太阳这样的宏观天体, 其核心的基本物理过程也需要借助微观的量子效应。

关于恒星的特征温度, 天文学中常用维里温度来估算。这里需要用到维里定理是:其中, Egr为星体的自引力能, 为星体的总热能。上式表明, 当星体收缩时, 一半的自引力能被辐射掉, 剩下的一半将转化为热能, 增加恒星的温度。我们可以用它来估计恒星内部的特征温度。

星体自引力能可以估计为, 星体热能, 于是有.这样给出的温度Tvir被称为维里温度。就以太阳为例, 在上式中代入太阳质量和半径后, 估算的特征温度为, 与标准模型得到的结果量级一致。

上式 (4) 其实也很容易理解, 只是用了气体动理论里面的一些基本知识。关键是维里定理怎么来的, 下面我们给出一个简单推导, 同样是用到这部分的基础知识。

考虑星体内部的流体静力学平衡, 某一半径r流体元受到的引力与压强梯度平衡, 即:其中M (r) 是半径r所包围的质量, 式子两边同乘以4πr3dr, 并从星体中心到表面 (假设恒星半径为R) 进行积分, 即:

上式右边为星体的自引力能我们对 (6) 式左边做分部积分, 即:.一般将P (R) =0的地方定义为星体表面, 因此右边第一项为零。右边第二项可以改写为:

其中P为星体的平均压强, 这与求平均速度的方法类似。综合以上 (6) ~ (8) 式, 我们得到引力束缚系统的维里公式:

仍然把星体内气体分子当作经典理想气体。利用理想气体状态方程PV=NkT, 和气体热能, 我们得到。对其两边同乘以4πr2dr并积分有: (10) .联立上面的 (9) 式和 (10) 式, 即可以自然得到维里定理。

还有其他一些天文学问题, 如当恒星演化至晚期, 恒星中心合成铁元素后, 若再进一步核聚变需要吸热, 在原子核物理章节, 其中给出的核子的平均结合能曲线就是这个意思。其结果是晚期星体核心必然塌缩, 通过核聚变的方式合成比铁重的元素是不可能的。这些都是能够紧密结合所学内容, 提出一些有趣的天文学问题, 让学生通过自己思考, 能够找到合理的解释。只要留心, 还能找到很多类似的例子。

三、总结

天文学本身具有很强的吸引力, 容易引发学生的好奇心, 因此在大学物理课程中穿插一些天文学知识能够起到较好的教学效果, 让学生通过积极思考, 感受如何运用物理知识, 从而激发学习的主动性和创造性。另一方面, 天文学作为一门古老的学科, 作为自然科学的源泉, 其发展对于人类的自然观产生了重大影响, 也最容易激发人们的求知欲望, 理应更受重视。在国外, 高校大都开设有天文课, 而国内相对很少。我国是世界上天文学发展最早的国家之一, 曾经在天文观测和研究中取得了不少世界瞩目的成就, 但在近代却陷于停滞, 落后于西方。目前国内也仅有5所高校开设有天文专业, 高校天文普及教育还亟待提高。在当前背景下, 通过这样的结合也有助于天文学知识的普及, 让学生在感受美妙的天文现象的同时, 也思考其中的物理奥秘, 切身感受到运用物理知识的确能使我们更加了解天文。

参考文献

[1]徐仁新.天体物理导论[M].北京:北京大学出版社, 2006.

[2]Dan Maoz.Astrophysics in a Nutshell[J].Princeton University Press, 2007.

物理天文学 篇4

一、教学目标

1．通过对行星绕恒星的运动及卫星绕行星的运动的研究，使学生初步掌握研究此类问题的基本方法：万有引力作为物体做圆周运动的向心力。2．使学生对人造地球卫星的发射、运行等状况有初步了解，使多数学生在头脑中建立起较正确的图景。

二、重点、难点分析

1．天体运动的向心力是由万有引力提供的，这一思路是本节课的重点。2．第一宇宙速度是卫星发射的最小速度，是卫星运行的最大速度，它们的统一是本节课的难点。

三、教具

自制同步卫星模型。

四、教学过程(一)引入新课 1．复习提问：

(1)物体做圆周运动的向心力公式是什么？分别写出向心力与线速

(2)万有引力定律的内容是什么？如何用公式表示？(对学生的回答予以纠正或肯定。)

(3)万有引力和重力的关系是什么？重力加速度的决定式是什么？(学生回答：地球表面物体受到的重力是物体受到地球万有引力的一个分力，但这个分力的大小基本等于物体受到地球的万有引力。如不全面，教师予以补充。)

2．引课提问：根据前面我们所学习的知识，我们知道了所有物体之间都存在着相互作用的万有引力，而且这种万有引力在天体这类质量很大的物体之间是非常巨大的。那么为什么这样巨大的引力没有把天体拉到一起呢？(可由学生讨论，教师归纳总结。)

因为天体都是运动的，比如恒星附近有一颗行星，它具有一定的速度，根据牛顿第一定律，如果不受外力，它将做匀速直线运动。现在它受到恒星对它的万有引力，将偏离原来的运动方向。这样，它既不能摆脱恒星的控制远离恒星，也不会被恒星吸引到一起，将围绕恒星做圆周运动。此时，行星做圆周运动的向心力由恒星对它的万有引力提供。(教师边讲解，边画板图。)可见万有引力与天体的运动密切联系，我们这节课就要研究万有引力定律在天文学上的应用。

板书：万有引力定律在天文学上的应用人造卫星(二)教学过程

1．研究天体运动的基本方法

刚才我们分析了行星的运动，发现行星绕恒星做圆周运动，此时，恒星对行星的万有引力是行星做圆周运动的向心力。其实，所有行星绕恒星或卫星绕行星的运动都可以基本上看成是匀速圆周运动。这时运动的行星或卫星的受力情况也非常简单：它不可能受到弹力或摩擦力，所受到的力只有一种——万有引力。万有引力作为其做圆周运动的向心力。

板书：F万=F向

下面我们根据这一基本方法，研究几个天文学的问题。(1)天体质量的计算

如果我们知道了一个卫星绕行星运动的周期，知道了卫星运动的轨道半径，能否求出行星的质量呢？根据研究天体运动的基本方法：万有引力做向心力，F万=F向

(指副板书)此时知道卫星的圆周运动周期，其向心力公式用哪个好呢？

等式两边都有m，可以约去，说明与卫星质量无关。我们就可以得

(2)卫星运行速度的比较

下面我们再来看一个问题：某行星有两颗卫星，这两颗卫星的质量和轨道半径都不相同，哪颗卫星运动的速度快呢？我们仍然利用研究天体运动的基本方法：以万有引力做向心力

F万=F向

设行星质量为M，某颗卫星运动的轨道半径为r，此卫星质量为m，它受到行星对它的万有引力为

(指副板书)于是我们得到

等式两边都有m，可以约去，说明与卫星质量无关。于是我们得到

从公式可以看出，卫星的运行速度与其本身质量无关，与其轨道半径的平方根成反比。轨道半径越大，运行速度越小；轨道半径越小，运行速度越大。换句话说，离行星越近的卫星运动速度越大。这是一个非常有用的结论，希望同学能够给予重视。

(3)海王星、冥王星的发现

刚才我们研究的问题只是实际问题的一种近似，实际问题要复杂一些。比如，行星绕太阳的运动轨道并不是正圆，而是椭圆；每颗行星受到的引力也不仅由太阳提供，除太阳的引力最大外，还要受到其他行星的引力。这就需要更复杂一些的运算，而这种运算，导致了海王星、冥王星的发现。

200年前，人们认识的太阳系有7大行星：水星、金星、地球、火星、土星、木星和天王星，后来，人们发现最外面的行星——天王星的运行轨道与用万有引

力定律计算出的有较大的偏差。于是，有人推测，在天王星的轨道外侧可能还有一颗行星，它对天王星的引力使天王星的轨道发生偏离。而且人们计算出这颗行星的可能轨道，并且在计算出的位置终于观测到了这颗新的行星，将它命名为海王星。再后，又发现海王星的轨道也与计算值有偏差，人们进一步推测，海王星轨道外侧还有一颗行星，于是用同样的方法发现了冥王星。可见万有引力定律在天文学中的应用价值。

2．人造地球卫星

下面我们再来研究一下人造地球卫星的发射及运行情况。(1)卫星的发射与运行

最早研究人造卫星问题的是牛顿，他设想了这样一个问题：在地面某一高处平抛一个物体，物体将走一条抛物线落回地面。物体初速度越大，飞行距离越远。考虑到地球是圆形的，应该是这样的图景：(板图)当抛出物体沿曲线轨道下落时，地面也沿球面向下弯曲，物体所受重力的方向也改变了。当物体初速度足够大时，物体总要落向地面，总也落不到地面，就成为地球的卫星了。

从刚才的分析我们知道，要想使物体成为地球的卫星，物体需要一个最小的发射速度，物体以这个速度发射时，能够刚好贴着地面绕地球飞行，此时其重力提供了向心力。

其中，g为地球表面的重力加速度，约9.8m/s2。R为地球的半径，约为6.4×106m。代入数据我们可以算出速度为7.9×103m/s，也就是7.9km/s。这个速度称为第一宇宙速度。

板书：第一宇宙速度v=7.9km/s 第一宇宙速度是发射一个物体，使其成为地球卫星的最小速度。若以第一宇宙速度发射一个物体，物体将在贴着地球表面的轨道上做匀速圆周运动。若发射速度大于第一宇宙速度，物体将在离地面远些的轨道上做圆周运动。

现在同学思考一个问题：刚才我们分析卫星绕行星运行时得到一个结论：卫星轨道离行星越远，其运动速度越小。现在我们又得到一个结论：卫星的发射速度越大，其运行轨道离地面越远。这两者是否矛盾呢？

其实，它们并不矛盾，关键是我们要分清发射速度和运行速度是两个不同的速度：比如我们以10km/s的速度发射一颗卫星，由于发射速度大于7.9km/s，卫星不可能在地球表面飞行，将会远离地球表面。而卫星远离地球表面的过程中，其在垂直地面方向的运动，相当于竖直上抛运动，卫星速度将变小。当卫星速度减小到7.9km/s时，由于此时卫星离地球的距离比刚才大，根据万有引力定律，此时受到的引力比刚才小，仍不能使卫星在此高度绕地球运动，卫星还会继续远离地球。卫星离地面更远了，速度也进一步减小，当速度减小到某一数值时，比如说5km/s时，卫星在这个位置受到的地球引力刚好满足卫星在这个轨道以这个速度运动所需向心力，卫星将在这个轨道上运动。而此时的运行速度小于第一宇宙速度。所以，第一宇宙速度是发射地球卫星的最小速度，是卫星地球运行的最大速度。

板书：第一宇宙速度是发射地球卫星的最小速度，是卫星绕地球运行的最大速度。

如果物体发射的速度更大，达到或超过11.2km/s时，物体将能够摆脱地球引力的束缚，成为绕太阳运动的行星或飞到其他行星上去。11.2km/s这个速度称为第二宇宙速度。

板书：第二宇宙速度v=11.2km/s 如果物体的发射速度再大，达到或超过16.7km/s时，物体将能够摆脱太阳引力的束缚，飞到太阳系外。16.7km/s这个速度称为第三宇宙速度。

板书：第三宇宙速度v=16.7km/s(2)同步通讯卫星

下面我们再来研究一种卫星——同步通信卫星。这种卫星绕地球运动的角速度与地球自转的速度相同，所以从地面上看，它总在某地的正上方，因此叫同步卫星。这种卫星一般用于通讯，又叫同步通讯卫星。我们平时看电视实况转播时总听到解说员讲：正在通过太平洋上空或印度洋上空的通讯卫星转播电视实况，为什么北京上空没有同步卫星呢？大家来看一下模型(出示模型)：

若在北纬或南纬某地上空真有一颗同步卫星，那么这颗卫星轨道平面的中心应是地轴上的某点，而不是地心，其需要的向心力也指向这一点。而地球所能够提供的引力只能指向地心，所以北纬或南纬某地上空是不可能有同步卫星的。另外由于同步卫星的周期与地球自转周期相同，所以此卫星离地球的距离只能是一个定值。换句话说，所有地球的同步卫星只能分布在赤道正上方的一条圆弧上，而为了卫星之间不相互干扰，大约3度角左右才能放置一颗卫星，地球的同步通讯卫星只能有120颗。可见，空间位置也是一种资源。(可视时间让学生推导同步卫星的高度)

五、课堂小结

本节课我们学习了如何用万有引力定律来研究天体运动的问题；掌握了万有引力是向心力这一研究天体运动的基本方法；了解了卫星的发射与运行的一些情况；知道了第一宇宙速度是卫星发射的最小速度，是卫星绕地球运行的最大速度。最后我们还了解了通讯卫星的有关情况，本节课我们学习的内容较多，希望及时复习。

六、说明

1．设计思路：本节课是一节知识应用与扩展的课程，所以设计时注意加大知识含量，引起学生兴趣。同时注意方法的培养，让学生养成用万有引力是天体运动的向心力这一基本方法研究问题的习惯，避免套公式的不良习惯。围绕第一宇宙速度的讨论，让学生形成较正确的卫星运动图景。

物理天文学 篇5

转机降临在了2004年1月的一个晚上。是夜, 一个名叫杰伊·麦克尼尔 (Jay Mc Neil) 的天文爱好者将他的7.6厘米折射望远镜对准了猎户座中的一个模糊区域。正是他所看到的东西使得发现的车轮向前推进并且彻底改变了有关恒星形成和X射线的争论。麦克尼尔所发现的东西对于天文学家们来说也都是第一次看到。

幸运的突破

这是美国肯塔基州帕迪尤卡一个寒风凛冽的夜晚 (但, 幸运的是, 天空晴朗) , 杰伊·麦克尼尔迈步走向其10米远的后院天文台。作为卫星天线安装工的他也是一个资深的天文爱好者, 他会定期地对天空中的不同区域进行拍照。“我当时正在试用一架新的小望远镜, ”6个月后麦克尼尔在接受美国全国公共广播电台的采访时说, “由于天太冷, 因此我快速地在猎户座中拍摄了几张照片就回屋了。在接下去的几天里我也没回去处理这些照片。”

三天后当他重拾这些照片的时候, 他在反射星云M78附近发现到了一些东西。“起初我想它可能是出现在图像某一帧上的奇特反光, ”他说, “但在我处理完所有的图像之后, 我看到的则是一个非常特别但却实实在在的东西。”

随后麦克尼尔立马上网把他的发现和已有的数据进行比对。他检索了猎户座中这一区域里所有天体的位置数据, 但是没有找到。一周之后, 他向国际天文学联合会 (IAU) 发出了一份电报, 公布这一发现。

“你应该看看这个!”迈克尔·里奇蒙德 (Michael Richmond) 冲进乔尔·卡斯特纳 (Joel Kastner) 的办公室对他说。里奇蒙德和卡斯特纳是美国纽约罗彻斯特理工学院的天文学家。里奇蒙德偶然间在互联网上看到了麦克尼尔的发现和他所拍摄的照相。他知道这是一样能激起卡斯特纳这样一位恒星形成专家兴趣的东西。卡斯特纳的反应果然没有让他失望。

一个星云的诞生

在IAU公布了杰伊·麦克尼尔的电报之后, 专业天文学家也将他们的大型望远镜对准了这一天区。在那里他们发现了一片锥形的气体、尘埃云, 而照亮这一星云的正是位于其顶端的一颗年轻恒星。这一星云现在被命名为“麦克尼尔星云”。当来自恒星的光线照射到气体和尘埃的时候, 它就能被看到了。

对于里奇蒙德和卡斯特纳来说, 这是一座潜在的金矿。他们知道这一爆发被认为是恒星形成过程中的一个关键阶段。同时他们还知道这样的爆发非常罕见。

天文学家只捕捉到过几个进行中的恒星爆发, 而且每个都出现在现代望远镜和空间天文台问世之前。对于卡斯特纳这样一个年轻恒星X射线辐射领域的专家来说, 猎户V1647的爆发正是一个千载难逢的机遇。理论家们对于年轻恒星的爆发已经有了一个大致的想法, 但是对其中的细节还存有争议。麦克尼尔星云能解开这个谜题吗?

造一颗恒星

恒星是通过被称为“吸积”的过程而形成的。整个过程始于夹杂着磁场的巨大气体、尘埃云。通常, 被称为“云核”的一小部分星云会在自身的引力下坍缩。于是云核中的物质就会掉向中心, 新生恒星的种子就此形成。

恒星核开始时都会有一定的自转, 这是因为其母星云中包含有湍流、翻滚运动, 就像旋转的花样滑冰运动员收回她的手臂一样, 当恒星核收缩的时候其中的气体就会越转越快。最终这些气体会形成一个围绕原恒星转动的盘。

这个盘会成为恒星生长的调节器。为了抵达恒星, 气体必须先穿过这个“吸积盘”, 然后才能落到恒星表面。天文学家已经研究了这些盘的性质, 以此来了解它们的工作机理。此外, 这些盘还会孕育行星, 这也使得它们在天文学中变得尤为重要。

物质流

至今尚无人清楚的一件事情是, 是什么控制着穿过吸积盘的物质流。这一物质流是稳定的吗?换句话说, 气体是以不变的速率落入恒星的吗?或者物质流是不规则的, 有大块的物质会一下子全掉到年轻的恒星上?

天文学家怀疑, 磁场在影响吸积的过程中起到了巨大的作用。年轻恒星的磁场非常强大, 它可以把吸积盘推开。这就会在恒星和吸积盘的内边缘之间形成缝隙。于是, 盘中高温的电离物质不得不借助磁力线越过这一缝隙之后才能到达恒星表面。

科学家已经研究出了许多数学模型来描述磁场是如何控制吸积盘和恒星之间的物质流动的。通过盘所进行的吸积的稳定性和磁场在吸积中所扮演的角色都是恒星形成研究中的重大课题。而天文学家们所缺乏的正是一个能够显示吸积是如何在真实的盘中所进行的观测实例。

1973年当暗弱的猎户FU在200天里从16等增亮100倍的时候, 天文学家们发现了一些早期的线索。

现在已经清楚, 猎户FU是一类亮度突然增大、随后花几十年的时间重回原来亮度的恒星。

随后, 天文学家们开始怀疑, 每一次猎户FU爆发事件都是由于吸积盘中的物质流快速增加所导致的。当物质落向恒星的时候, 它会以光的形式释放出引力能。

更重要的是, 猎户FU爆发事件证明通过盘所进行的吸积可以是不稳定的。

一些天文学家猜想, 重复出现的猎户FU爆发事件可能代表着恒星形成的一个关键阶段。问题是, 天文学家只观测到了为数不多的几颗猎户FU型恒星——而且通常都是在爆发开始之后、当它们的能量输出已经下降之时才发现的。虽然天文学家已经观测到了许多持续时间较短或者规模较小的类猎户FU爆发现象, 但最近一次完全的猎户FU爆发事件还得要追溯到20世纪70年代。

X射线眼

但从那个年代至今, 观测技术已经取得了突飞猛进的发展。事实上, 卡斯特纳把他大部分的职业生涯都投入到了位列这些巨大进展之一的钱德拉X射线天文台的身上。因此当里奇蒙德带着麦克尼尔星云的消息冲入他办公室的时候, 他立刻想到了“钱德拉”。

在过去的十几年中, 卡斯特纳一直在研究年轻恒星所发出的X射线, 因此他深知其中的争议。争论的关键并不仅仅在于X射线, 还事关恒星形成过程中无处不在的磁场。

“在天文学中磁场和X射线总是联系在一块儿的, ”卡斯特纳说。当科学家第一次把X射线照相机送入足够高的高空之后, 他们看到的第一样东西就是太阳和它的日冕。

太阳具有一个强大的磁场, 被称为“太阳耀斑”的巨大等离子体爆发会形成X射线暴。“当我们使用‘钱德拉’这样的望远镜观测年轻恒星的时候, 也能看到明亮的X射线, ”卡斯特纳解释说, “对于天文学家来说, 太阳上磁场和X射线之间的联系极具说服力, 因此大家都有一个普遍的信念, 那就是年轻的恒星也可以通过星冕中的爆发来产生X射线。”由于年轻的恒星应该比太阳自转得快, 于是它们就会拥有更强大的磁场, 由此许多天文学家相信它们应该会是更为明亮的X射线源。但卡斯特纳从来没有完全接受这一观点。多年来, 他一直在寻找X射线和年轻恒星之间不同的关联。“我们知道吸积是通过盘进行的, 而我们也知道恒星的磁场会把盘推开。”他说。

这暗示着恒星的磁场多多少少也会调控吸积。卡斯特纳说:“对我来说, 年轻恒星的X射线也应该和它们的吸积有关, 而不仅仅来自星冕。”通过吸积盘, 磁场可以控制到达恒星表面的物质流, 而在物质下落到恒星表面的时候就会产生X射线。

有了这样一幅天文图像, 发现麦克尼尔星云的这一新闻把卡斯特纳带入了一个核心问题:如果由于吸积麦克尼尔星云中央的恒星出现了增亮, 那么它在X射线波段是不是也是如此?卡斯特纳知道, 如果这颗恒星也确实发出X射线的话, 它就将成为证明吸积和X射线之间联系的关键性证据。搞清楚这个问题的唯一办法就是获得“钱德拉”的观测时间, 而且要快。

联合观测

卡斯特纳、里奇蒙德和他们的合作者、来自美国范德堡大学的戴维·温劳布 (David Weintraub) 无法通过常规的手段来申请“钱德拉”的观测时间, 因为这要花上几个月的时间。他们必须在麦克尼尔星云仍处于爆发阶段时对其进行观测。幸运的是, 他们争取到了为类似猎户V1647的爆发这样不可预见的事件所预留的观测时间。

就在“钱德拉”将要完成它的观测前, 卡斯特纳收到了一封来自法国天体物理实验室的天文学家尼古拉斯·格罗索 (Nicolas Grosso) 的电子邮件。他刚刚获得了欧洲的牛顿X射线多镜面望远镜对麦克尼尔星云的观测时间。“钱德拉”和“牛顿”在观测上各具特色, 前者拥有更高的空间分辨率, 后者则能获得更好的X射线光谱。

卡斯特纳和格罗索决定联合起来, 成立一个小组来进行X射线观测并且对结果进行解释。当卡斯特纳和他的小组仔细查看“钱德拉”所获得数据时, 他们发现这颗恒星在X射线波段的爆发就如同在其他波段上的一样。“它几乎已经成为了其所在天区中第二亮的可探测X射线源, ”卡斯特纳解释说, “我们看到它的亮度增强了50倍。”

不久这个小组也拿到了“牛顿”的数据。当他们画出随时间变化的X射线亮度曲线的时候, 它的形状和其他波段的亮度变化完全相符。这说明X射线和吸积确实是紧密相关的。

澄清真相

在作为少数派认为是吸积导致了原恒星发出X射线多年之后, 卡斯特纳感觉他的观点得到了证明。“起初我认为这就是我们所需的所有证据——无须多说什么了, ”卡斯特纳回忆道, “但后来我意识到, 这太幼稚了。”

科学其实是一个保守的行业。有证据显示星冕磁场的活动导致了年轻恒星发出X射线, 因此卡斯特纳及其合作者不想做出没有根据的论断, “大多数人还没有准备好改旗易帜。”

接下去的就是这个小组向世界顶级的《自然》杂志撰文投稿, 期间也经历了通过电子邮件所进行的漫长妥协过程。卡斯特纳的小组确保了他们的结论只涉及观测数据所支持的那一部分。“为此我们花了一些功夫来说服小组里的所有人, ”卡斯特纳说, “最后我们所说的是, 观测结果显示吸积可以增强X射线。我们并没有说它是X射线的唯一来源。”这篇措辞谨慎的文章随后被《自然》杂志接收发表。

现在理论天体物理学家的要务是了解到底是什么产生了X射线。最有可能的情况是, 磁场将吸积盘推离了恒星的表面, 而此时如果有一大团物质朝恒星运动的话, 那么磁场就无法使得盘保持原有的距离。当吸积盘的内边界往里逼近的时候, 磁场就会改变自身的形态并且以磁耀斑的形式释放出能量, 由此产生高能辐射。麦克尼尔星云和猎户V1647并没有终结有关年轻恒星X射线的争论, 但它们确实对此产生了影响。“一些人会说, 这只是一个例外, ”卡斯特纳说, “其他人则可能会乐于接受吸积在这里也起到了作用, 尽管许多甚至绝大多数的年轻恒星可能是通过星冕活动而产生X射线的。”

争论仍将继续, 但物理图像已经较以往变得更为清晰。无论最终的结果会是怎样, 猎户V1647小小的爆发使得杰伊·麦克尼尔和乔尔·卡斯特纳都参与到了最罕见的科学事件中——那就是发现崭新、意料之外和奇妙的东西。 (来源:科学松鼠会)

对天文物理学几个前沿问题的思考 篇6

关键词：宇宙膨胀与收缩,万有引力和斥力,原子核的放射性

宇宙是广漠空间和其中存在的各种天体及弥漫物质的总称。宇宙是物质世界, 它处于不断的运动和发展中。科学是一种思维方式, 它希望从可能是一切物质构成单元的原子核到生命体或者人类社会共同体乃至整个宇宙去找出世界是怎样运行的, 寻求可能有的规律性, 洞悉事物间的联系。我们的知觉和经验可能由于工具的滞后性或纯粹由于我们的感觉器官的局限而被扭曲和限制, 况且这些感觉器官也只能直接感知到世界的一小部分现象。对于宇宙中的一切问题, 到目前为止, 由于科学技术的发展限制, 我们只知道很微小的一部分, 对于很多的东西也只能是通过逻辑和理性的思维去进行一些分析, 也是有待于实践检验的。

一、关于几个问题的思考

1. 宇宙缩胀过程中的时间矢

所谓旁观者清, 如果是置身于宇宙外看宇宙, 那么在宇宙运动过程中, 时间的流失是不均匀的, 在引力和斥力都较大的空间里时间过得较快, 否则相反。而如果置身于宇宙, 其自然生理周期也必然随引力和斥力的大小而变化, 当生理周期发生了变化, 用来测量时间的时钟的运行速度也将发生同样的变化, 所以, 对于置身于宇宙的观察者来说并不能准确地发现其生理周期发生了变化。

尽管现在还有关于宇宙是否处于收缩和膨胀阶段的争论, 但在其阶段内生存的所有物体都不会出现类似“破镜重圆”的时间倒流现象, 宇宙中的时间矢是不可逆的, 对于生存在其间的生物, 始终是沿着诞生—发育—衰老—死亡进行的, 这个过程永远不可逆, 这就是宇宙的时间矢, 宇宙中的万物都一样永远不可逆。

那么宇宙运动的周期是多长?宇宙大膨胀后的最大体积和收缩后的最小体积分别是多少?宇宙有平衡位置吗, 在哪里?在平衡位置时宇宙运动的速度是多少?宇宙的总的引力势能和斥力势能是多少, 相等吗?宇宙的中心点在什么地方?是黑洞吗?黑洞有多少个?等等一切宇宙学方面的问题有待探讨。

如果人们能计算出目前宇宙总的势能和宇宙的膨胀速度, 就可以计算出宇宙的总的机械势能。宇宙中不同位置的物质具有不同的动能和势能, 另外, 人类现在所能探测到的宇宙空间仅是宇宙总的空间的很小的一部分, 所以, 人类在现代科学技术水平下, 还很难进行这样的计算。既使计算出了宇宙的机械能, 宇宙还具有宇宙内能和场能等一系列问题在等待着我们去解决。

2. 万有引力和万有斥力的问题

我们在观察弹簧振子作往复振动的时候发现:压缩时, 弹簧产生一个向外伸展的弹力;拉长时, 产生一个向内拉伸的弹力;平衡位置时, 弹簧不产生弹力。如同弹簧振子, 宇宙也具有类似的力学特性, 这是牛顿的经典理论。现代科学发现, 当今宇宙正好处在“拉伸”的状态 (并不是所有的科学家都认同) , 但是有收缩的趋势。也就是说, 即使宇宙今天仍在膨胀, 总有一天, 整个宇宙将会膨胀到终极点后再向内收缩。这也是万有引力的一个基本判断。

根据对称原理, 宇宙在特定的条件下会产生万有斥力, 当宇宙收缩到通过其平衡位置 (即万有引力和万有斥力的临界点) 时, 宇宙中的物体就出现相互的排斥力, 但仍将在其巨大惯性的作用下克服物质间的万有斥力继续收缩, 直到所有宇宙动能转换为物质间的万有斥力为止。这时宇宙成了原始宇宙蛋, 这时宇宙的体积最小, 也类似于宇宙大爆炸之前的原始状态。

在宇宙的整个运动过程中, 宇宙的运动动能和势能 (即引力势和斥力势) 是处于相互转换的动态过程的。当宇宙收缩到极点时, 宇宙的引力势能将会完全释放, 这时宇宙的万有斥力势能积蓄到最大值, 物质间的万有排斥力达到顶峰, 宇宙会变得瞬时静止。紧接着宇宙又开始反方向将宇宙万有斥力势能逐步释放转变为宇宙动能, 同样当通过平衡位置时, 其斥力势能释放完毕, 引力势能开始形成并发挥作用。如此往复, 以至无穷。

假如这个判断是正确的话, 可以得出以下两个结论:

A.当在引力势和斥力势的临界点 (即平衡位置) 的一瞬间宇宙中的物质将不受斥力和引力的作用, 这时宇宙的膨胀速度将达到最大值, 通过平衡位置后, 宇宙引力势能的逐渐增强会导致宇宙的膨胀速度缓慢降低。

B.在惯性作用下, 将继续膨胀, 宇宙动能慢慢转变为宇宙引力势能。当宇宙动能完全转变为引力势能时, 宇宙将停止膨胀, 这时宇宙膨胀体积达到最大。其引力势能的积累也达到最大, 宇宙将有一个瞬间的静止。接下来, 宇宙又在强大的引力势能的作用下开始收缩, 又将其积累的引力势能转变为宇宙动能。

在宇宙缩胀的不同时期, 万有引力 (或斥力) 的大小是呈周期性变化的, 宇宙的缩胀周期对人类来说大得惊人。区区几千年的人类历史与上亿年的宇宙运动周期相比, 仅是沧海一粟, 所以人类无法用实验或观察的方法进行验证。

3. 原子核的放射性

宇宙中到处都存在原子核的放射性, 从原子核的内部不断发射出各种粒子和能量。宇宙在其大爆炸的最初时期, 所有物质都聚集在一个相当小的球体内, 成为一个巨大的唯一的原始原子核, 也是宇宙中最大的原子核。

由于能量的高度集中产生了核内强大的万有斥力, 巨大的原子核无法保持稳定, 在极短的时间内, 发生了宇宙大爆炸, 这时原子核成几何等级裂变, 就这样一直分裂下去。在刚开始裂变的极短的时间内核子的链式裂变极为迅速, 并随着原子核的不断裂变而变小, 极为强大的斥力势能通过宇宙的体积的不断膨胀而不断得到释放, 裂变的剧烈程度也随之慢慢的降低, 逐渐演变成各种不同的原子核。

由于原子核的持续变小, 宇宙的体积不断增大而斥力势能进一步降低, 在这个较短的时间过去后, 有少部分破裂后体积较小的原子核其斥力势能与其核子的结合能大小相似或更小时, 于是停止了自发分裂而暂时处于相对稳定时期, 但是, 大部分原子核内的斥力势仍十分巨大, 原子核的结合依然抵挡不了斥力能的作用而自发裂变。再过一段漫长的时间之后, 随着原子核体积的进一步变小, 斥力能的进一步释放, 越来越多原子核的斥力能小于原子核的结合能而进入相对稳定时期, 暂时不再分裂, 因而就失去了放射性。但有些原子核仍具有多次分裂的潜在能力, 是有潜在的放射性的。

放射性随着时间的推移而逐渐减弱, 从而能继续分裂的原子核也越来越少, 最后宇宙膨胀到最大, 但仍有极少潜在的原子数核具有放射性。这就是为什么现在宇宙中仍有数量可观的具有放射性的原子核的原因。

但是必须认识到, 原子核的放射性是相对的, 在不同的时期具有不同的放射性。随着宇宙的持续不断膨胀, 带来两个结果:物质密度的减小和温度的降低。那么以往某一时期失去了放射性的原子核这时又会进入一个新的不稳定时期, 原子核又重新活跃起来产生新的放射性。这是因为在不同的时期原子核的温度和原子核周围物质的密度下降, 原子核外部的抗放射背压在降低, 使得原子核又能克服抗放射背压重新具有放射性。随着宇宙的进一步膨胀, 宇宙的密度和温度的下降, 宇宙背景辐射压力的降低, 在某阶段没有放射性的核子过一段时间后由于原子核内部的结合力抵抗不住外界背景压力的降低而产生放射性。随后经过一次或多次放射后原子核又进入一个新的相对稳定期。当再经一段时间的相对稳定期后待外界放射背景压力再一次下降的时候, 又可以重新活跃起来产生新的放射性。在宇宙的整个膨胀过程中, 宇宙中的核子相对越变越小, 但是直到宇宙膨胀到最大且开始收缩时一些原子核仍具有放射性, 而只有等到宇宙收缩到一定程度, 待抗放射背景压力上升到原子核不能放射出粒子为止。随着宇宙的不断膨胀, 抗放射背压的不断降低, 核的裂变也将不断地重复下去, 这是宇宙中到处都是原子核辐射的理由之一。

而由于对称性原理, 既然原子核在一定时期具有放射性, 在其相对应的另一时期原子核必定具有结合性。当宇宙膨胀到极限最大体积的时候, 宇宙的引力势也积蓄到极限, 这时在引力势的作用下宇宙开始收缩, 核外的抗放射性背压开始增加, 随着抗放射背压的增加, 部分较小的原子核开始具有结合性, 慢慢的, 随着宇宙的进一步收缩和原子核的不断收缩, 宇宙中的核子数会逐渐减少, 相反, 核子的单个体积增大, 直到最后形成一个巨大的原子核。这就又产生一个假设:这时宇宙的所有动能全都转换为宇宙势能, 宇宙的斥力势能达到最大, 一个新的宇宙大爆炸的条件又已具备, 将进入新一轮的宇宙周期。

值得一提的是, 原子核的放射性和结合性是矛盾的统一体, 这取决于宇宙的同一区域内和在同一个放射背景压力的情况下, 部分较大的原子核具有放射性, 即此时的背压低于该核放射性终止的背压, 不足以阻止该核停止放射。而部分较小的原子核, 由于其背压高得足以使其发生核的结合, 所以在当今世界上核的裂变和聚变反应同时存在。所以, 通过测量原子核的裂变和聚变能力以及核子体积的大小, 就可以计算出我们所在宇宙空间的抗放射性背景压力的高低, 可这是需要很长时间的科技进步才能做到的事情。

二、结语

天文学讲的就是宇宙的“故事”。这个故事很大很大, 因为宇宙包括所有的东西, 我们已经了解的和还不知道的;这个故事很长很长, 从无边无际的过去到无穷无尽的未来。人类一直在探索着宇宙的奥秘。太阳系的发现, 开阔了人们的眼界;恒星世界的发现, 使人类认识到自身在宇宙中的渺小, 使人类的目光更加深远;银河系的发现, 使人类的触角深入到遥远的星系。但是我们所生活的这个宇宙还有许许多多我们所不知道的奥秘, 都是未来需要去探索的地方。随着科技的进步, 我们探索脚步的一步一步走远, 我相信, 这些问题都会得到最完美的答复。

参考文献

[1]李士金等.走向学习自由王国——献给中国青少年一代.北京:中国文联出版社, 2000.

[2]佩克尔.赫茨曼合.普通天文物理学.北京:科学出版社, 1964.