天体物理岑人岳
高能天体物理
高能天体物理高能天体物理是天体物理学的一个分支学科。
主要任务是研究天体上发生的各种高能现象和高能过程。
这里的高能现象或高能过程一般是指下述两种情形：①所涉及的能量同物体的静止质量相对应的能量来比，不是一个可忽略的小量；②有高能粒子或高能光子参与的现象或过程。
二十世纪六十年代以来,随着类星体、脉冲星、宇宙X射线源、宇宙γ射线源等的相继发现，空间技术和基本粒子探测技术在天文观测中的广泛应用，以及高能物理学对天体物理学的不断渗透，对宇宙中高能现象和高能过程的研究便日益活跃起来。
它涉及的面很广，既包括有高能粒子（或高能光子）参与的各种天文现象和物理过程，也包括有大量能量的产生和释放的天文现象和物理过程。
最早，高能天体物理学主要限于宇宙线的探测和研究，真正作为一门学科是20世纪60年代后才建立起来的。
60年代以后，各种新的探测手段应用到天文研究中，一大批新天体、新天象的发现，使高能天体物理学得到了迅速发展。
高能天体物理学的研究对象包括类星体和活动星系核、脉冲星、超新星爆发、黑洞理论、X射线源、γ射线源、宇宙线、各种中微子过程和高能粒子过程等等。
高能天体物理学和高能物理学之间有十分密切的联系，它们相互渗透，相互促进。
例如，①1958年范曼和格尔曼提出的普适弱相互作用理论容许有 (ēve)型荷电轻子弱流的自耦合过程。
隆捷科沃和丘宏义等人研究了这种自耦合过程在天体物理学上的应用，发现它们对晚期恒星的演化有重要的作用。
这一结果不仅促进了恒星演化理论的深入发展，而且使人们坚信在自然界确实存在这种过程。
不久前，这种自耦合过程在实验室里果然得到证实。
②按照经典理论，一切粒子只能落入黑洞之中，而不可能从黑洞内射到外面去。
但是，从量子效应的观点来看，黑洞却可能成为可以发射粒子的天体。
量子论和引力论的这一发展反过来又为研究强引力场中的基本粒子过程开辟了广阔的领域。
③粒子物理学的研究成果帮助人们认识到，中子星的内部可能有各种超子和π介子，这是天体物理学的一个进展。
天体物理学要选的科目
天体物理学要选的科目
要成为一名天体物理学家，通常需要选修以下科目：
1. 数学：数学是天体物理学的基础，包括微积分、线性代数、概率论和微分方程等。
数学能力对于理解和解决天体物理学中的问题至关重要。
2. 物理学：物理学是天体物理学的核心学科之一，包括力学、电磁学、光学、热力学和量子力学等。
这些知识可以帮助理解天体物理学中天体运动、辐射传输等基本过程。
3. 天文学：天文学是天体物理学的基础学科，包括天体测量、天体力学、天体形成和演化等。
天文学知识能够为天体物理学提供观测数据和理论模型。
4. 计算机科学：计算机科学在天体物理学中扮演着重要的角色，包括编程和数据处理等方面。
掌握计算机科学将有助于分析观测数据、模拟天体现象和开发相关软件工具。
5. 统计学：统计学在天体物理学中有广泛的应用，包括数据分析和模型拟合等领域。
熟悉统计学方法和技巧可以帮助从大量观测数据中提取和解释有用的信息。
此外，选修相关领域的课程，如光学、电子学、天体化学和高能物理等，也会对深入理解天体物理学问题有所帮助。
最重要的是，在完成课程的同时积极参与科研项目和实践活动，以提升实际操作能力和科学研究经验。
天体物理学中的伽马射线暴：探索伽马射线暴的起源、辐射机制与宇宙学意义
天体物理学中的伽马射线暴：探索伽马射线暴的起源、辐射机制与宇宙学意义摘要伽马射线暴（Gamma-Ray Bursts, GRBs）是宇宙中最剧烈的天体物理现象之一，其起源和辐射机制一直是天体物理学研究的热点。
本文深入探讨了伽马射线暴的分类、观测特征、可能的起源模型以及辐射机制。
同时，本文还讨论了伽马射线暴在宇宙学研究中的重要作用，如探测宇宙早期星系、研究宇宙的化学演化等。
通过对伽马射线暴的全面剖析，本文旨在展示其在天体物理学和宇宙学研究中的重要地位，并展望未来的研究方向。
引言伽马射线暴是来自宇宙深处，在短时间内释放巨大能量的伽马射线辐射现象。
伽马射线暴的持续时间从几毫秒到几千秒不等，其亮度在短时间内可以超过全宇宙其他天体的总和。
伽马射线暴的发现为天体物理学和宇宙学研究提供了新的窗口，有助于我们理解宇宙中极端物理过程和宇宙的演化历史。
伽马射线暴的分类与观测特征根据持续时间的长短，伽马射线暴可以分为两类：1. 长暴（Long GRBs）：持续时间大于2秒，通常伴随着超新星爆发。
2. 短暴（Short GRBs）：持续时间小于2秒，可能起源于双中子星并合或中子星-黑洞并合。
伽马射线暴的观测特征主要包括：1. 瞬时辐射：持续时间短，能量集中在伽马射线波段。
2. 余辉：瞬时辐射结束后，在X射线、光学、射电等波段持续数天至数月的辐射。
3. 宿主星系：长暴通常位于恒星形成活跃的星系中，而短暴的宿主星系类型多样。
4. 红移：伽马射线暴的红移分布广泛，表明它们发生在宇宙的不同时期。
伽马射线暴的起源模型1. 长暴起源模型：目前主流的模型认为，长暴起源于大质量恒星的坍缩。
当大质量恒星耗尽核燃料后，核心坍缩形成黑洞，同时产生强大的喷流，喷流与周围物质相互作用产生伽马射线暴。
2. 短暴起源模型：短暴的起源模型主要有两种：双中子星并合和中子星-黑洞并合。
这两种模型都可以解释短暴的短时标和高能辐射特征。
伽马射线暴的辐射机制伽马射线暴的辐射机制仍然是一个未解之谜。
r-过程的天体物理环境
衰变速率， 新核在俘获中子前先进行 ｐ衰变， 该过程为 ｓ 一 过程， 产生的核素为 Ｓ 过程核素。若中子流很强， 一 核的 ｐ
Ⅱ 型超新星简写为 Ｓ ＮⅡ。大质量星（ Ｍ≥８ 。） Ｍ 在它
衰变速率远低于中子俘获速率， 核在 ｐ衰变前先俘获一个 热核演化终止时， 热核反应不再能够阻止核心的引力坍缩 ， 中子， 该过程为 ｒ 过程， 一 产生的核素为 ｒ 过程核素。 一 其内部铁核爆炸， Ｓ 造成 ＮⅡ爆发， 内部形成致密残骸一中
第 ２ 第 ２期 ５卷
２１ ０ ０年 ６月
邢 台 学 院 学 报
Ｊ Ｕ Ｎ ＬＯ Ｉ Ｇ Ａ Ｎ Ｖ Ｒ ＩＹ Ｏ Ｒ Ａ ＦＸ Ｎ Ｔ Ｉ Ｉ Ｅ Ｓ Ｕ Ｔ
Ｖｏ ． ５．Ｎｏ． １２ ２
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ｒ 过程的天体物理环境 一
刘 水 利
（ 台学 院初等教 育学院 ， 邢 河北邢 台 ０ ４０ ） ５０ １
已经不能通过核聚变来产生。然而， 由于中子不带电， 它和原
（ ， ） （ ， １ （ ， ２＿ …＿ （ ， Ｘ ＺＡ Ｚ Ａ＋ ） Ｚ Ａ＋ ） ÷ Ｚ Ａ＋ ）
子核的相互作用可以不受库仑势垒的影响， 另外中子在穿越
Ａ＞０ ２９的长寿命 Ｂ不稳定核基本上都是由 ｒ 过程产 一
物质的过程中， 不会引起物质的电离， 因此， 中子在物质中的射 生的。从 Ｂ 稳定谷上（ 除被 ｒ 核屏蔽的纯 ｓ 核素外） 的核素
摘
要 ： 一 程即快 中子俘获过程 ， ｒ过 发生 ｒ 一过 程的天体物理 环境有 多个 ， 理论 分析 和观测 事 实表 明 ， 一过程 主要 发 ｒ
生在 Ⅱ型 超 新 星 爆 发 的 天体 物 理 环境 ， 宙 中大 多数 的 ｒ 宇 一过 程 元 素 产 生 于这 个过 程 。 关键 词 ： 一 程 ； 元 素 ； 新 星 ； ｒ 过 重 超 Ⅱ型 超 新 星 中 图 分 类 号 ： １ Ｐ４ 文献标识码 ： Ａ 文 章 编 号 ：６ ２— ６ ８ ２ １ ）２— １ １ ０ １７ ４ ５ （０ ０ ０ ０ １ — ２
磁单极存在的天文观测证据和它在天体物理学的重大作用―磁
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(b 10 102 )
(爆发瞬间)
超新星爆发以后
超新星爆发瞬间，天体核心物质密度接近或超过原子核密度，聚集 在核心中的磁单极催化核子衰变反应产生的RC光度及其辐射压非常 巨大, 使得包括星体核心在内的整个星体物质(处于高温等离子体状 态)向外抛射。核心区域的磁单极通过电磁相互作用也随着等离子体 物质向外抛射。星体核心区域物质密度急剧下降，核心区磁单数目 也下降，因此RC光度及其辐射压強将会大幅度降低。此后那些抛射 速度低于逃逸速度的物质(包括一些磁单极)开始向星体中心回落。 它使得星体中心的物质密度再次较快地增长。星体核心内的磁单极 仍然持续不断地催化核子衰变产生RC光度和相应的辐射压, 抗拒着 (c) 2 回落物质的坍缩。由于RC光度 Lm s (nB ) , 中心物质密度不仅 不可能趋向于无穷大，而且将会远远低于核密度(否则将出现再次爆 发。残留的星体最后终于会达到某种稳定的平衡状态:它内部核心磁 单极催化核子衰变产生RC光度必定远远低于这个残留星体的 Eddington光度。
II.磁单极存在的天文观测证椐
问题(1983年) ：如果粒子物理学中有关磁单极的观念及其RC效应 是正确的，它会对天体物理学带来什么重要的作用?它们会产生 哪些重要的观测效应? 利用磁单极催化核子衰变反应作为能源, 1985年我们提出了<含磁 单极的超巨质量恒星－类星体与活动星系核模型> ( 替代黑洞模型 )。 星系核心的超巨质量天体在其周围附近区域的引力效应类似于黑洞 . 含有足够数量磁单极的超巨质量天体既无黑洞视界面、也无中 心奇异性, 这是由于磁单极催化核子衰变反应的速率正比于物质 密度的平方.衰变出来的轻子与光子向外发射, 因此中心密度不 可能趋向无穷大.结合粒子物理学中的RC效应,避免了经典广义相 对论的黑洞理论呈现的中心奇异性问题. 2001年，我们的有关论文（ Peng & Chou, 2001, ApJL)明确地提出了 五个主要理论预言。其中三个定量预言被后来的天文观测证实。
天体物理学中的中子星和脉冲星
天体物理学中的中子星和脉冲星天体物理学是研究宇宙中各种天体形成、演化以及物理性质的学科，它是物理学的一个分支。
中子星和脉冲星是天文学中的两个重要的天体，它们具有非常神秘的物理性质，特别是脉冲星的定时卫星导航和探测外星信号等领域应用有很大潜力。
一、中子星中子星是一种由引力坍缩形成的致密天体，通常是由一个爆炸的超新星的遗骸所产生。
它的质量非常大，而体积非常小，可以将其比喻为一个体重达到500,000亿吨的高山，却只有20-30千米的半径。
这种特殊的物理性质使得它们的密度非常高，可以达到一个惊人的10^17克/立方厘米以上。
中子星的表面温度可以高达数百万度，但它们的发光通常被 X 射线和 Gamma 射线所代表。
中子星本质上是一个致密核子物质的球体，通常认为由中子和质子和电子等超高能粒子构成的物质。
中子星内部的部分甚至被认为是由奇异物质组成，奇异物质具有比中子和质子更重的夸克成分，且以超常的方式来保持稳定。
二、脉冲星脉冲星是一种旋转速度非常快的中子星，它们在宇宙中主要是以一种规则高精度的脉冲信号来发现的。
这些脉冲信号产生于磁场极其强大的区域，从地球上看这种信号通常是以非常规律的间隔数千亿次的发射。
这种规则的脉冲现象被归纳为脉冲星。
根据脉冲星的旋转速率和其磁场的大小，脉冲星也可以被分为毫秒脉冲星和标准脉冲星。
毫秒脉冲星通常旋转更快，而且磁场通常更弱，其本质上是一种中子星，并且其间隔逐渐递减。
而标准脉冲星通常旋转速度更慢，但磁场也通常更强，间隔也是稳定的。
脉冲星的磁场可以达到百万高斯的级别，而地球的磁场仅为几个高斯。
三、中子星和脉冲星的意义中子星和脉冲星在天文学领域中的重要性不言而喻。
它们的丰富的物理性质可以帮助我们更好地理解宇宙的性质，并研究恒星和行星等天体的形成与演化。
此外，脉冲星的周期稳定性和精确度非常高，可以用来作为卫星导航的极其精确的时钟，用于导航卫星和探测器上所需的时间码。
这种高精度的脉冲时钟还可以用于定位行星等宇宙探测任务，特别是在解决人类外太空太空船和探险团问题上具有重要意义。
sect1_1_天体物理信息_
不同辐射波段的太阳
光学 紫外
X射线
射电
不同辐射波段的银河系
不同波段的旋涡星系M81 不同波段的旋涡星系M81
光学
中红外
远红外
X射线
紫外
射电
辐射机制
电磁辐射的形式有两种：热辐射和非热辐射。 电磁辐射的形式有两种：热辐射和非热辐射。第一种 热辐射 形式，是由物体表面向周围空间发射，在发射过程中， 物体的内能不变化，只要通过加热来维持它的温度， 辐射就能稳定地不断继续下去。因为这种辐射的性质 和特征仅和物体的温度有关，或者说它仅是由组成物 质的原子、分子或正负离子的热运动所决定，所以将 这种辐射称之为热辐射或温度辐射。辐射的第二种形 式，是物体辐射的过程必须依靠其它激发过程获得能 量来维持。这一类辐射的特点是非平衡辐射，不能仅 仅用温度来描述，称之为非热辐射，或非热平衡辐射。
热辐射 所有固体、液体和密 度大的气体都发射这 种辐射。 热辐射的一个基本特 征，是它的辐射具有 连续谱，不同波长的 辐射能随波长连续变 化。大部分天体在可 见光波段范围内的辐 射具有热辐射的性质， 如右图。
基尔霍夫定律
热的、致密的固体、液体和气体产生连续谱； 热的、稀薄的气体产生发射线； 连续辐射通过冷的、稀薄的气体后产生吸收线。 在热动平衡状态下，任何物体的辐射系数和吸收系数的 比值与物体的性质及表面特征无关，这个比值是波长和 温度的一个普适函数。用数学形式表达如下：
电磁辐射由光子构成（粒子性） 电磁辐射由光子构成（粒子性） 光子的能量与频率（或颜色）有关：频率越高 （低），能量越高（低）。动量和能量是其粒 子性的描述。光电效应和康普顿效应 E = hν, hν, 其中Planck 常数h 6.63× 其中Planck 常数h = 6.63×10-27 erg s-1
疏散星团NGC1750和NGC1758的研究Ⅱ .照相测光和天体物理性质
疏散星团 Ｎ 和Ｎ 的研究 Ｇ Ｃ １ ７ ５ ０ Ｇ Ｃ １ ７ ５ ８ 照相测光和天体物理性质 Ⅱ．
田 凯 平
（ 中国科学院上海天文台， 上海 ２ ） ０ ０ ０ ３ ０ （ 中国科学院国家天文观测中心， 北京 １ ） ０ ０ ０ １ ２ ） （ 中国科学院光学天文联合开放研究实验室， 上海 ２ ０ ０ ０ ３ ０
σ
所有底片的密度测量是在加拿大 Ｄ 的１ ｏ ｍ ｉ ｎ ｉ ｏ ｎＡ ｓ ｔ ｒ ｏ ｐ ｈ ｙ ｓ ｉ ｃ ａ ｌ Ｏ ｂ ｓ ｅ ｒ ｖ ａ ｔ ｏ ｒ ｙ ０ １ ０型 Ｐ ｈ ｏ ｔ ｏ ｍ ｅ ｔ ｒ ｉ ｃ ［ ］ ５ ） 上完成的， 星等归算是利用 Ｐ Ｄ ａ ｔ ａ Ｓ ｙ ｓ ｔ ｅ ｍ（ Ｐ Ｄ Ｓ ． Ｂ ． Ｓ ｔ ｅ ｔ ｓ ｏ ｎ 提出的方法。因为底片上被测星 等范围大于 ７ 个星等， 一般情况下暗星可以测量时亮星已达到饱和， 对于非饱和星的点扩展函 数Ｐ （ ） 和高斯分布之间符合得较好， 然而饱和星象的真实 Ｐ Ｓ Ｆ ｐ ｏ ｉ ｎ ｔ －ｓ ｐ ｒ ｅ ａ ｄ －ｆ ｕ ｎ ｃ ｔ ｉ ｏ ｎ Ｓ Ｆ与高斯 分布之间的差异则较明显。而在 Ｓ 方法中考虑到饱和星象和非饱和星象两种情况， 这种 ｔ ｅ ｔ ｓ ｏ ｎ 方法被认为是可靠的。假设在照相底片上所有恒星都不考虑其饱和效应， 则它们在照相底片 上为高斯密度分布：
又文艺又天体物理的名词
又文艺又天体物理的名词又文艺又天体物理的名词有：1、宇宙：是指整个宇宙中包括星系、恒星、行星、小行星、彗星、太阳系等一切物质和能量的总和。
它最初形成于大爆炸，以后处于不断膨胀和演化的过程中，并由一个复杂的庞大系统组成。
2、太空：是指宇宙的整个空间。
它是无限的，包含了万物及其所有的属性。
太空无边无际，人们可以无穷无尽地探究它的奥秘，去探索它的宝藏。
3、银河系：是指宇宙中最大的星系，它由一百多万颗恒星组成，包括许多类型的星团、星云等，整体呈橄榄形，位于银河系中央部。
它的西侧称为大麦哲伦星系，东侧称为小麦哲伦星系，总共是一条横贯宇宙的巨大星系。
4、超新星：是一种快速发光的天体，它是由一颗星系中的恒星爆炸而形成的，在视线上显得非常亮，仿佛星象一般，甚至可以用肉眼看到。
超新星在宇宙中发生的比恒星闪烁的频率要高得多，一般每年出现一次，所以它也叫“万年之星”。
5、旋转恒星：是黑洞的一种，它是由高密度的星质物质形成的，具有强烈的引力场，可以吸引周围的星体或星云，使其被加速旋转成为一个超级大对象，从而拉动周围的物体，形成一个旋转恒星。
6、行星：是指在太阳系内，绕太阳公转而受太阳引力作用的天体，其内部物质状况和地球十分相似，但大小不一，分布于太阳系的不同轨道上。
行星定义中并不包括木星、土星、天王星等巨行星，也不包括行星和彗星之间的水星和火星。
7、恒星：是指在宇宙中，由大量的气体和尘埃组成，受太阳引力而互相影响，以及放出光和热的天体。
它是宇宙中最基本、最重要的物质。
恒星是由宇宙中的气体、尘埃和能量组成，是一种独立发光体，也是宇宙中最活跃的物质形式之一。
8、星云：是指恒星的结构群，也是恒星的产生、发展和演化的地方，是太阳系内的重要标志之一。
星云是由多种粒子组成的大气体，因为其中的粒子以不同的形式分布在空间中，有的会发出微弱的光辉，所以可以被我们肉眼看到，形成一个朦胧的星空。
9、彗星：是指绕太阳公转的冰尘天体，它的内部物质来源于宇宙，经过数千年的活动而形成，它的形状像一根长长的藤条，外表有块状冰块、尘土与气体组成，整体呈非常披雪的样子，围绕太阳运行。
天体物理学
天体物理学1、计算行星的半长轴2324GMP a π=其中： a 为公转半长轴G 为重力常量P 为公转周期M 为绕行的行星及被绕行的恒星质量之和（其中，因为恒星质量太大，往往占总质量的99%以上，行星质量基本可以忽略）简易计算方式：设地球至太阳长半轴a=1AU （1.5x1011米），周期P 为1年，求任意行星的长半轴：a23223244GM P a GMP a θθθππ==推导得：a M P θθθ= 其中：a 是以AU 为基础单位，P 是以年为单位的量。
2、计算观测角度计算公式：2sin 1D D ∂=其中：D1=D3；α=sin α D1为观测者到横行的距离、D3为观测者到行星的距离。
D2为行星和恒星之间的距离。
α为观测者观察到的恒星和星星的夹角。
在实际计算中,D2以AU 为单位，D1=D3等于秒差距（即3光年），α为角度（1度为60角分、1角分等60角秒）例题：经过观测，天狼星的运动周期为40光年，地球距离天狼星为3秒差距远，已知其表面温度为10000度，求观测着与天狼星和其所绕行的恒星间的夹角。
推论：假设恒星质量M=M（太阳），已知M和P，由半长轴公式可得半长轴a，而a近似于D2，已知D3，可求得夹角。
3、太阳系内系统组成1、太阳2、内行星（类地行星）3、小行星（位于火星和木星之间）4、外行星（类木行星）5、外海王星天体（柯伊伯天体）6、外部区域（奥尔特云，多为尘埃和冰块等固体物质，如彗星）4、观测恒星附近的行星的方法（1）行星运动的重要公式（牛顿第一定律）(=M(VM行星）V（行星）恒星）（恒星）D行星）V（行星）恒星）（恒星）(=D(V其中：D为双星距离质点的距离，行星和恒星绕质点运动一周的周期相等通过这种方法，可以观测到恒星围绕某个点，进行转动，可以证明行星的存在。
（2）多普勒效应原理：多普勒效应是指波在传播过程中，受到相对运动的影响，如果波远离观测者或者观测者走进波，则会使波长变长，如果靠近观测者或者观测者走进波源，则会使波长变短。
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天体物理岑人岳
天文学是自然科学六大基础学科之一，与物理学、数学、化学、地学、生物学以及工程学等都有密切联系。
为推动天文学科的发展，清华大学2001年成立天体物理中心，挂靠物理系，十多年来在物理系、工物系和学校各部门的支持下取得了良好的发展。
2019年3月28日学校正式批准成立天文系，清华天文学科的发展进入到一个新的时期。
清华大学物理系作为清华天文学科的创始单位未来仍将保留有特色的天文学方向以及与物理学有密切交叉的天文学方向的发展和人才培养, 进一步增强清华大学理科总体实力。
物理系天体方向目前的研究方向包括时域天文学、磁流体天体物理、恒星物理、核天体物理、宇宙学以及引力波天体物理等方向。
依托物理系、天文系的教师队伍，建立了较为完备的课程体系和研究生培养方案。
物理系培养的天体方向的本科生及研究生有多人成为有国际影响力的年轻学者，获得美国斯隆奖、哈勃学者、爱因斯坦学者等荣誉。
针对国际天体物理的前沿热点问题及国内天文学科发展现状，清华大学物理系未来将重点发展2个热点研究方向，以地面光学及空间紫外大视场巡天驱动的新兴天文学方向时域天文学、以引力波探测新技术牵引的引力波天文学。
此外，在理论天体物理如磁流体天体物理学、宇宙学以及核
天体物理等交叉方向也适当布局。