钱德拉塞卡极限理论的研究
钱德拉塞卡极限
钱德拉塞卡极限钱德拉塞卡极限指白矮星的最高质量，约为（３×１０的30次方）公斤，是太阳质量的1.44倍。
这个极限是由钱德拉塞卡计算出的。
星体产生的热会令其大气层向外移。
当星体的能量用尽，其大气层便会受星体的引力影响而塌回星体表面。
如果星体的质量少于钱德拉塞卡极限，这个塌回便受电子简并压力限制，因而得出一个稳定的白矮星。
若它的质量高于钱德拉塞卡极限，它就会收缩，而变成中子星、黑洞或理论上的夸克星。
一个稳定的冷星的最大的可能的质量的临界值，若比这质量更大的恒星，则会坍缩成一个黑洞。
然而，钱德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。
恒星中的粒子的最大速度差被相对论限制为光速。
这意味着恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起的排斥力就会比引力的作用小。
钱德拉塞卡计算出：一个大约为太阳质量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力，这质量现在称为钱德拉塞卡极限。
苏联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。
这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。
如果一颗恒星的质量比钱德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨的“白矮星”。
白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。
我们观察到大量这样的白矮星。
第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。
另一方面，质量比钱德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，以避免灾难性的引力坍缩。
但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。
怎么知道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把更多的质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什么？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信钱德拉塞卡的结果。
爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍缩成一点。
现代自然科学大事年表
1894—1895年——意大利马可尼首次进行无线电传播。
1895年——德国伦琴发现Ｘ射线，英国拉姆赛发现化学元素氦。
1896年——法国柏克勒尔发现铀的放射性。
1897年——德国狄塞尔制成压燃式柴油内燃机。
英国汤姆生发现电子。
1895年——英国拉姆赛等发现化学元素氪、氖、氙。
法国居里夫妇发现放射性元素镭和钋。
1899年——德国希尔伯特提出欧几里德几何公理体系。
英国卢瑟福发现α射线和β射线。
俄国列别捷夫作光压实验。
荷兰贝哲林克发现病毒。
1900年——德国希尔伯特提出数学上23个难题。
德国普朗克提出原子论。
法国维尔纳制成人造宝石，并投产。
荷兰德佛里斯等重新发现孟德尔遗传原理。
美国兰德斯坦纳发现人类的A、B、O、AB血型。
俄国巴甫洛夫提出条件反射学说。
德国齐柏林发明硬式飞艇。
1901年——首届诺贝尔奖金颁发。
1902年——德国科塞尔确立核酸的组分。
1903年——美国莱特兄弟首次螺旋桨飞机试飞成功。
英国卢瑟福证实α射线是带正电的氦核，β射线是高速电子流，提出了放射线元素的蜕变理论。
丹麦约翰逊提出遗传学中的纯系学说。
俄国齐奥尔科夫斯基提出火箭原理。
1904年——英国哥尔登创立优生学。
1905年——瑞士爱因斯坦发表光量子假说，发表布朗运动的理论解释，发表狭义相对论。
1906年——德国能斯脱提出绝对零度不能达到的原理。
俄国儒可夫斯基提出了飞机机翼升力公式。
1907年——德国费歇尔首次人工合成由18个氨基酸组成的多肽。
美国贝克兰制成酚醛塑料。
1908年——荷兰昂尼斯人工液化氦成功。
美国福特制成T型汽车。
1909年——丹麦索伦森等引进PH值。
德国奥斯托瓦尔德发明工业制硝酸的氨氧化法。
丹麦约翰逊首次提出基因是遗传单位的概念。
南斯拉夫莫霍洛维奇发现地壳与地幔之间的莫霍面。
1909—1917年——美国米立根精确测定电子电荷的量值。
1910年——英国索迪提出同位素假说。
美国摩尔根研究果蝇的伴性遗传。
1911年——英国卢瑟福提出原子的行星模型。
人类对宇宙的探索与认识
人类对宇宙的探索与认识我们的祖先渴望了解宇宙，但是他们没有真正找到了解的办法。
今天，我们已找到了一种有效和精确地了解宇宙的办法，我们把这种方法称为“科学”。
科学已经表明，宇宙是如此浩瀚而古老，因此人间世事往往显得无足轻重。
宇宙现在是这样，过去是这样，将来也是这样，只要一想起宇宙，我们就难以平静——我们的心情激动，感叹不已，我们知道我们在探索最深奥的秘密。
我们迫切希望能够了解宇宙，我们现有的大部分知识是从地球上获得的，然而地球只不过是宇宙中的一个小小的地方。
宇宙是由无数的行星、恒星、彗星、星云等组成的，宇宙中是否有外星生命的存在成了我们所关注的焦点。
总之，宇宙对我们的吸引力太大了，以下让我介绍一下人类探索的发展历程和一些宇宙知识吧。
恒星人们用肉眼看到的星星，除了太阳系内的流星、彗星和五大行星（水、金、火、木和土星）之外，整个天空中的星星都是恒星。
恒星是由炽热的气体所组成并能自己产生能量发光的近似球体的天体。
由于它们的位置看上去似乎恒古不变，因此，古人它们为“恒星”。
在中国古代，早在司马迁的《史记·天官书》中就有了关于恒星颜色的记载：“白如狼，赤比心，黄比参左肩，苍比参右肩，黑比奎大星”。
恒星为什么会有这么多诱人的色彩呢？天上的星星发出的光在不同波段的强度是不一样的。
从恒星光普型我们可以知道，恒星所呈现的不同颜色，代表了它们表面所处的不同温度。
一般来说，发蓝光的恒星是年轻的星，会发热、温度较高，大约在2500~3500开，如猎户座η星。
发黄光的恒星是常见的星，它们已经到了中年，温度居中，大约在6000~500开，如御夫座的五车二星。
而发红光的恒星是垂亡的老年星，温度较低，大约在2000~3000开，如参宿四和心宿二等。
当你用眼睛直接观察恒星时，你会发现恒星有的亮些，有的暗些，为什么呢？这是因为不同亮度的恒星的光给予你的眼睛视网膜的能量大小不同。
不过恒星的这种亮度不是恒星的真实亮度，由于恒星距离有远有近，在夜空中看起来很亮的星可能是因为这颗星距离我们很近，相反，一颗看起来很暗的星，只是由于距离遥远才显得很暗。
万有引力理论的成就说课
究这些现象可以揭示地球内部不同圈层的结构和性质。
地壳运动与板块构造学说
地壳运动驱动力
万有引力是地壳运动的重要驱动力之一，地壳岩石圈在引力的作用下发生变形和运动，形 成各种地质构造和地貌形态。
板块构造学说
板块构造学说是解释地壳运动和地质现象的重要理论，它认为地壳由多个刚性板块组成， 这些板块在引力的作用下相互碰撞、分离和滑动，导致地震、火山活动、造山运动等地质 事件的发生。
万有引力理论的成就说课
目录
• 引言 • 万有引力理论的基本原理 • 万有引力理论在天文学中的应用 • 万有引力理论在地球科学中的应用 • 万有引力理论在航天工程中的应用 • 万有引力理论的挑战与发展前景 • 总结与展望
01 引言
说课目的和背景
阐述万有引力理论的 发展历程和重要性
探讨万有引力理论的 未来发展趋势和挑战
引力助推技术
利用大质量天体的引力作用，可以帮助探测器获得更高的速度， 从而缩短深空探测任务的时间。
天体引力场研究
通过对天体引力场的深入研究，可以为深空探测任务提供更加精 确的理论支持和指导。
06 万有引力理论的挑战与发 展前景
相对论对万有引力理论的修正
01
广义相对论的提出
02
引力红移和光线偏折
爱因斯坦在1915年提出广义相对论， 将万有引力描述为时空弯曲的几何效 应，成功解释了水星近日点进动等经 典力学无法解释的现象。
地壳均衡原理
地壳均衡原理是指地壳在垂直方向上受到的重力作用与地壳内部物质分布之间的平衡关系 。万有引力定律为地壳均衡原理提供了理论支持，使得科学家们能够更深入地理解地壳运 动的机制和规律。
05 万有引力理论在航天工程 中的应用
卫星轨道设计与控制
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一、巨型太阳望远镜( Giant Solar Optical Telescope 简称GISOT)GISOT是一个巨型高分辨太阳望远镜方案（椭圆主镜11mx4m）,中心子镜4m，两边各有3块2m子镜，8个小子镜填充缝隙（减少了中央峰值以外的衍射光）。
GISOT工作波长近紫外～近红外（380nm～2200nm）,采用地平式机架，开放式结构，计划利用自适应光学（Tip/Tilt+变形镜）加事后斑点干涉像复原技术，在可见光处分辨率可达0.01角秒（10km）,是太阳物理界的E-ELT、TMT。
瑞典1米太阳望远镜（SST） 分辨率 0.1角秒（可见光处） 德国1.5米太阳望远镜（Gregor）分辨率 0.07角秒（可见光处） 美国4米太阳望远镜（ATST） 分辨率 0.03角秒（可见光处）GISOT采用30m直径可折叠帐篷式圆顶，位于60m高塔架上。
主镜子镜是轻型镜面，镜面背部开有三角形空腔，镜面侧支撑在空腔内（不在镜面边缘），可使镜面彼此靠得更近。
空腔内还有空气冷却系统。
主镜抛物面（11mx4m）,焦距18500mm。
次镜抛物面，直径340mm，焦距500mm。
GISOT光学系统图两种工作模式：1）：共焦所有子镜元件共焦，需要高精度的指向控制，指向探测系统可采用太阳自适应光学波前探测系统。
2）：共位相这需要对主镜元件进行高精度轴向控制（“piston”误差）。
普通的自适应光学波前探测技术（基于Shackhartman）,不能测量“piston”误差，要用干涉测量方法。
有两种方法实现共位相测量a):用几个白光麦克尔逊干涉仪在子镜两两接触区域（有10个这样的区域）测量6个“piston”误差。
b):在曲率中心干涉测量（需要零位补偿）上述两种方法都不能探测大气引起的piston误差（在1um处将达10个波长），探测大气引起的piston误差可采用修正型Dame干涉仪。
参考文献1：GISOT: A giant solar telescopehttp://dot.astro.uu.nl/rrweb/dot-publications/gisot2004.pdf2004年SPIE Vol.5489二、印度2米太阳望远镜计划（India National Large Solar Telescope 简称NLST）印度天体物理研究所提出在喜玛拉雅山地区建造一个2米级的太阳望远镜。
宇宙探索与发现_大连大学中国大学mooc课后章节答案期末考试题库2023年
宇宙探索与发现_大连大学中国大学mooc课后章节答案期末考试题库2023年1. 1718年，（）将自己的观测数据同1000多年前托勒玫（ClaudiusPtolemaeus，约90-168）时代的天文观测结果相比较，发现有几颗恒星的位置已有了明显变化，首次指出所谓恒星不动的观念是错误的。
答案:哈雷2.爱因斯坦是现代宇宙学的奠基人，他根据理论推算得出，宇宙是一个“有限、无界、静态的体系”，这个结论打破了以往“宇宙无限”的错误观点，但是其中关于“宇宙是静态”的说法却被现代天文学观测到的（）的事实所否定。
答案:宇宙在膨胀3.类星体、恒星、行星及生命出现的年代大约距大爆炸的起点时刻（）。
答案:10亿年4.天文单位是一个量度太阳系内星体之间距离的单位，记作AU。
1天文单位等于日地之间的平均距离，约为( )。
答案:1.5亿千米5.光年是一个量度宇宙恒星之间距离的单位，记作l.y.。
1光年等于光在1年内走过真空的路程，约为( )。
答案:9.5万亿千米6.钱德拉塞卡发现的白矮星演化为中子星的“钱德拉塞卡极限”是白矮星的质量达到了（）倍太阳质量。
答案:1.447.科学家推测，恒星世界约占我们宇宙总体质能的（）左右。
答案:4%8.法国天文学家拉普拉斯提出的关于黑洞的预言是建立在（）的基础之上的。
答案:牛顿经典力学9.超新星爆发后，形成的中子星如果超过（）质量上限（即奥本海默－佛柯夫极限），其内部中子的简并压便抵抗不住向内的引力，中子星将继续坍缩下去，直到形成黑洞。
答案:3.2 m⊙10.一般来说，大恒星的原星质量若超过（）质量上限，晚期经过超新星爆发后，其核心处就会形成黑洞。
答案:8 m⊙11.太阳如此之大，在其赤道圈的一条直径上一个挨一个地排列地球，至少可以排（）。
答案:109个12.多年的火山喷发是地球水分和大气的部分来源，（）更使地球环境大大改变，绿色遍野、生机盎然。
答案:多样化生命的出现13.金星是地球的近邻，科学家认为它是一颗具有失控温室效应的星球，其大气主要成分是（），占大气份额的96.3%，大气压是地球大气压的90倍。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡 天体物理学家
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡〔Subrahmanyan Chandrasekhar，1910年10月19日—2022年8月15日〕是一位印度裔美国籍物理学家和天体物理学家。
钱德拉塞卡在1983年因在星体构造和进化的研究而与另一位美国体物理学家威廉·艾尔弗雷德·福勒共同获诺贝尔物理学奖。
他也是另一个获诺贝尔奖的物理学家拉曼的亲戚。
在第二次世界大战期间，钱德拉塞卡在马里兰州亚伯丁试验场〔Aberdeen Proving Ground〕的弹道学研究实验室工作，进展弹道学的研究，并完成一些报告，例如?On the decay of plane shock waves?与?The normal reflection of a blast wave?。
在1929年—1939年，钱德拉塞卡将研究目的集中在恒星构造，其中也包括白矮星的理论。
后来在1939年－1943年间，他那么继续研究恒星动力学〔Stellar dynamics〕。
1943年—1950年间，钱德拉塞卡集中研究幅射传输。
他后来在1950年开始研究磁流体稳定性与流体动力学，直到1961年才告一段落。
从1971年开始，他对于黑洞的数学理论进展研究。
在1980年代后期，他那么以引力波碰撞为研究题材。
钱德拉塞卡在1952—1971年任美国?天体物理学杂志?主编。
他在恒星内部构造理论、恒星和行星大气的辐射转移理论、星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等方面都有重要奉献。
从1990年至2022年之间，他曾研读牛顿的?自然哲学的数学原理?，并在2022年出版了Newton's Principia for the Common Reader。
钱德拉塞卡也是国际科学学会〔International Academy of Sciences〕的荣誉会员。
钱德拉塞卡在2022年因心脏衰竭去世于芝加哥，他一生中写了约四百篇论文。
芝加哥大学知名人物
芝加哥大学（The University of Chicago），简称芝大（UChicago），位于美国国际金融中心芝加哥，是世界著名私立研究型大学。
这里诞生了“芝加哥经济学派”（Chicago School of Economics）等以人文社科为主的众多芝加哥学派，走出了世界约40%的诺贝尔经济学奖得主，是世界经济学研究中心之一。
而从曼哈顿计划开始，大量科学家汇集于此，建立了世界上第一台可控核反应堆（“芝加哥一号堆”，Chicago Pile 1），并成功开启人类原子能时代，创立了美国第一所国家实验室阿贡国家实验室和之后著名的费米实验室，进而奠定了芝大在自然科学界的重要地位。
立思辰留学360介绍，芝加哥大学1890年由石油大王约翰·洛克菲勒创办，素以盛产诺贝尔奖得主而闻名。
按相关机构较全面统计，截止至2015年共有91位诺贝尔奖得主在芝大工作或学习过，位列世界第4（按校方不完全统计为89位）。
而按照泰晤士高等教育的统计，芝大在21世纪获得的诺贝尔奖人数位列世界第4。
华裔诺贝尔奖得主杨振宁、李政道、崔琦均在芝加哥大学取得物理学博士学位、李远哲曾在芝大担任化学教授。
另有9位菲尔兹奖（世界数学最高奖）得主、4位图灵奖（世界计算机科学最高奖）得主以及22位普利策奖得主在芝大工作或学习过。
美国第44任总统奥巴马曾长期在芝大法学院任教（1992-2004年）。
2015-16年，芝加哥大学在US News本科排名中位列全美第4，在世界大学学术排名位列世界第9，在2015-16年QS、泰晤士高等教育（THE）以及usnews世界大学排名中均位列世界第10。
知名人物芝加哥大学自建校以来，在众多领域里为美国和全世界培养了众多杰出人才，许多顶尖人才也汇聚芝加哥大学研究、教学。
截止至2014年，芝加哥大学校先后有89位校友、教师和科研人员曾获得诺贝尔奖（现任教授中有6位诺贝尔奖得主），9名菲尔兹奖得主（现任教授中有3位菲尔兹奖得主），4名图灵奖得主，22位普利策奖得主，60位美国国家科学院、国家工程院和国家医学科学院院士，以及100多位在全美各大学担任校长或教务长的校友等等。
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钱德拉塞卡极限理论的研究
钱德拉塞卡极限理论是由印度裔美国籍的著名天体物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡经过研究得出来的。
他的成就主要在天体物理学理论方面，如恒星内部结构是怎样的、恒星和行星大气之间如何进行辐射转移，另外在星系动力学、等离子体天体物理学、宇宙磁流体力学和相对论天体物理学等各学科方面都有重要贡献。
1983年他由于对星体结构和演化的研究成果而获得了诺贝尔物理学奖。
钱德拉塞卡极限是他最重要的理论，是他对白矮星的最高质量的计算。
钱德拉塞卡从很早的时候就开始从事恒星内部结构的研究。
他从一个用电子气体的物态方程建立的白矮星模型中，得出白矮星的质量上限是太阳质量的1.44倍。
这就是著名的钱德拉塞卡极限。
因为他一直从事对天体的理论研究，所以留下的理论著作很多: 1939年，他出版《恒星结构研究引论》一书，重点论述恒星内部结构理论; 1950年出版《辐射转移》一书，介绍了恒星和行星大气辐射如何进行转移的理论研究。
书中他还论述了如何有偏振的辐射转移问题，并用量子力学方法计算了作为中介光谱型恒星大气不透明度源泉的负氢离子吸收系数。
1943年，他出版了《恒星动力学原理》，书中运用经典力学对星团、星系等天体系统的动力学问题进行研究。
60年代，他开始深入对天体物理的研究，相继出版《等离子体物理》和
《流体动力学和磁流体力学的稳定性》等著作。