天體相關課題

『壹』 一道高三物理題關於天體運動的題目

我用分析力學得出的結論說明一下吧

天體的運動屬於有心運動、二體問題、一般選擇平面極坐標系

假設原點選在地心（地球-恆星坐標系）、經過一系列數學推導能夠得到有心力作用下的軌道微分方程、這個方程也叫比內公式（推導比較復雜、需要的話追問）

我們著重來看平距離方反比作用下的結論、也就是天體運行的規律

比內公式的通解為

下面來討論一下：E<0時，e<1，軌道是橢圓、這是一般的行星、衛星軌道

E=0時，e=1，軌道是拋物線、一些彗星軌道

E>0時，e>1，軌道是雙曲線、某些衛星發射時、還有一部分彗星軌道

從受力上分析

一般的二體系統是互相繞著這兩個天體的質心做圓周運動的、而不是一個天體繞著另一個天體做圓周、這樣如果以一個天體作為參考點的話、另一個天體就是橢圓軌道了

對於行星、恆星系統、由於質量基本上集中在恆星上、兩個天體的質心基本上就在恆星上、所以看起來就是地球繞著太陽做圓周運動、

此時、萬有引力可分解為兩個力：切向和法向、法向的力就是一般勻速圓周運動的向心力

切向分力改變天體運動速度的大小

法向分力改變天體的運動方向

『貳』 天體運動題目

根據題意，在赤道上，
mR(2π/T)^2=10%F(萬)，
當在赤道上的物體能飄起來時，
F(萬)=mR(2π/T')^2
故mR(2π/T)^2=10%mR(2π/T')^2
(T'/T)^2=1/10
T'=T/√10=1.9小時

解釋一下。
在兩極，mg=F(萬)。
在赤道，F(萬)=mg'+mR(2π/T)^2
而mg'=90%mg=90%F(萬),
故mR(2π/T)^2=10%F(萬)。
OK?

F(萬)=GMm/r^2，
故萬有引力由兩物體質量和它們的距離決定。在假設地球是均勻球體的前提下，在赤道和兩極處r都為地球半徑R，萬有引力是相等的。在解題中一般都要這樣假設。

『叄』 關於天體物理的課題怎麼寫要比較小范圍的，因為是寫小課題

如果是關於理論物理的話，你可以寫離我們最新的東西，關於太陽的，借用一個片子的名字可以叫做《太陽的一生》

『肆』 射電天文學的研究課題

值得注意的是，應用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的迸發有關：規模最「小」的如太陽上的局部爆發、一些特殊恆星的爆發，較大的如演化到晚期的恆星的爆炸，更大的如星系核的爆發等等，都有強烈的射電反應。而在宇宙中能量迸發最劇烈的天體，包括射電星系和類星體，每秒鍾發出的無線電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發現顯然對於研究星系的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。
這一類宇宙無線電波都屬於「非熱輻射」，有別於光學天文中常見的熱輻射(見熱輻射和非熱輻射)。對於星系和類星體，非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近於光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何產生並不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近於光速的電子，則是當前天文學和物理學中需要解決的重大課題。天體無線電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉化成的等離子體輻射就是一例。而在光學天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無線電波段中產生。例如，太陽上的電離大氣以及銀河系的電離氫區所發出的熱輻射，都是理論上預計到的。微波背景的2.7K熱輻射，雖然是一個驚人的發現，但它的機制卻是眾所熟知的。
光譜學在現代天文中的決定性作用，促使人們尋求無線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據理論計算，測到了銀河系空間中性氫21厘米譜線。後來，利用這條譜線進行探測，大大增加了人們對於銀河系結構（特別是旋臂結構）和一些河外星系結構的知識。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒有料到的。1963年測到了星際羥基的微波譜線。六十年代末又陸續發現了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。在七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射電天文手段發現的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結構愈加復雜，有的鏈長超過10個原子。這些分子大部分集中在星雲中。它們的分布，有的反映了銀河系的大尺度結構，有的則與恆星的起源有關。研究這些星際分子，對於探索宇宙空間條件下的化學反應將有深刻影響。
三十多年來，隨著觀測手段的不斷革新，射電天文學在天文領域的各個層次中都作出了重要的貢獻。在每個層次中發現的天體射電現象，不僅是光學天文的補充，而且常常越出原來的想像，開辟新的研究領域。

『伍』 求高中物理研究性學習課題,關於天體物理的

研究月亮抄對地球表面物體的引力變化襲吧。
我想用單擺應該可以測出這種變化。
單擺的周期應該會隨著晚上的到來而發生與白天不一樣的變化。
但是我不能確定這一點。
考慮到地球表面的物體與地球是同一系統的話。。。。。。
不過我覺得應該可以試試。
即使測不出不同也可以找找為什麼不同的原因。

『陸』 誰可以給我一份物理的 天體運動課題研究報告！3000字左右！很急的！

（4）量子引力理論

20世紀基礎物理研究的巨大成就，當歸功於相對論、量子論與引力論的建立。相對論、量子論和引力論都具有普適性，它們的普適性的一個重要體現分別表現在c、h和G這三個普適常數上。然而，三個理論是否真的具有普適性，還在於它們彼此間的相容性，廣義相對論的建立證實了引力論與相對論的相容性。

量子理論的發展證明，物質的各種運動形態都遵從量子化的要求，與此同時，一切相對論性場，如電磁場也應是量子化的。在場量子化研究的初期，曾出現了一系列的發散困難。在40年代末，量子化電磁場的發散困難初步通過重正化理論得以解決。發散困難的最根本解決是在60年代完成。弱電統一理論的建立，不僅解決了弱相互作用中的發散困難，而且在類似弱相互作用的框架之中，還可望在強相互作用領域解決相對論與量子論的相容性。最困難的一步就是引力論與量子論的相容，這一步驟的一個主要目標就是建立量子化的引力理論。量子引力理論的研究還起源於廣義相對論的奇點問題。由彭羅塞提出，後經霍金和傑羅奇等人最終建立的奇點定理表明，在相當寬的物態條件下，引力場方程的解必定具有奇性。奇性的存在表明，廣義相對論屬於服從因果律的經典物理范疇，在奇點處，這一理論不再適用。有可能在考慮到引力場的量子性之後，奇性自然消失，這一猜測隨後在霍金黑洞蒸發理論中得到了支持。

迫使人們研究量子引力理論的第三個動機來源於大統一理論。弱電統一理論已經建成，弱電與強相互作用的大統一理論正是當前的熱門課題，研究過程表明，必須同時考慮到它們與引力作用的統一，而這一統一的實質就是建立量子引力理論。經典物理學的理論框架是建立在因果律的基礎上的，經典物理學依賴於物理定律和它相應的邊界條件，然而當問題涉及到奇點，而這個奇點又不是數學或模型的缺陷由人為造成的時，奇點很難消除，又很難給出合理的邊界條件，這就迫使人們必須重新考慮原有的理論。

沿著膨脹和暴漲的宇宙反向歷程，應用經典宇宙學所給出的框架，回溯宇宙在暴漲之前的狀態，很自然地會得到宇宙的尺度將趨於零。這意味著，引力場的強度以及物質場的能量密度將趨於無限大，宇宙是從一個奇點演化而來的，而這個奇點並非由於模型的缺陷人為引起的。早在60年代，彭羅塞和霍金就曾利用整體微分幾何證明過①，奇點不僅是高度對稱的，而且是廣義相對論的必然產物。這意味著，在廣義相對論的理論框架之中，不可能找到解決奇點的方案，或者說，盡管廣義相對論揭示了時空的引力彎曲，但它對於極高曲率的空間並不適用。量子論的鼻祖普朗克很早就主張，應在所有的自然力之間建立聯系。1899年，他首先提出了「普朗克長度」這一普適的這一最小長度Lp，以後又陸續提出了「普朗克時間」tp、「普朗克溫度」Tp與「普朗克質量」Mp，它們分別為Lp=(hG/c3）1/2=4.05×10-33cm, tp=(hG/c5)1/2=1.35×10-43s,Mp=(hc/G)1/2=5.45×10-5g，Tp=(hc5/k2G)1/2=3.56×1032K。由於h、c和G三個常量都是相對論不變數，以它們為基準的普朗克自然單位將是不變和唯一的，這一點具有深刻意義。審查上述量的大小不難看出，溫度Tp極高，甚至比宇宙大爆炸時刻的溫度還高，長度Lp、時間tp卻極小，質量Mp也不很大，雖然這些值都是實驗室條件下無法得到的，它們卻使人們想到，在暴漲之前的宇宙這些是否是可以接近的尺度，因此，應該由一個量子化的廣義相對論取代經典廣義相對論。

本世紀初，量子力學誕生之後，量子力學原理首先用於解釋微小系統——原子結構方面的困難，確立了薛定諤方程，同時也得到了有關原子特徵的一系列量子力學描述。本世紀60年代以來，當人們試圖用量子力學解釋巨大的體系——宇宙結構時，卻發現它們之間有著驚人的相似①。首先，在具有電磁作用的質子與電子微小體系中，重要自由度r（t）在趨於零時，產生奇點的經典困難，而在具有引力作用的大物質體系中，重要自由度標度因子R（t）在趨於零時，也產生奇點的經典困難；微小電磁體系具有玻爾半徑10-8cm的量子長度，而引力作用體系則具有普朗克長度10-33cm的量子長度；微小體系服從薛定諤方程的動力學規律，而引力體系則有惠勒-德維特方程。關於這兩個體系間的相似與聯系，近年來的研究又有了新的進展。本世紀60～70年代，德維特(DeWitt,B.S.)、米斯納(Misner,C.W.)和惠勒等人在量子宇宙學方面做出了重要的基礎性工作，他們建立了描述宇宙量子特徵的惠勒-德維特方程，然而求解這個方程卻面臨邊界條件的確立。因為最初宇宙究竟處於什麼狀態仍然不能確定。

D、宇宙學的進展

在物理學研究深入發展的同時，人們也在力求對時空大尺度上，即從整體上認識宇宙。宇宙的起源、結構和演化都是人們關心的課題。物理學與高科技的結合，創造了口徑相當於25米的巨型光學望遠望、空間X射線和紅外線望遠鏡以及地域甚大的天線陣列射電望遠鏡，這不僅使人們觀測宇宙的窗口從紅外、可見光一直延伸到X射線和γ射線整個波段，還使觀測宇宙的時空尺度伸展到了170億光年。如今，在人類面前，已展現出一幅生動壯麗的宇宙畫面。

以現代高能粒子物理與廣義相對論為基礎建立起來的理論宇宙學，已能從理論上描述出從原始火球大爆炸，到星系形成和演化的整個過程。大爆炸模型已經由現代天文學的觀測，如河外星系譜線紅移、3K微波背景輻射以及氦豐度等得到了一定的證實。與此同時，在解決這一模型自身的問題，如視界問題、平坦性問題和磁單極問題等的過程中，與高能物理真空相變理論相結合，又發展成更為完善的暴脹宇宙模型。雖然具有暴脹機制的大爆炸模型為宇宙學的發展奠定了基礎，然而隨著量子引力理論的發展，有關量子宇宙學的一系列更深層次的問題，如宇宙時空拓撲結構、基本耦合常數的真空參數問題、宇宙常數的動力學解釋等，又引起了更新一輪的激烈爭論。這場理論研究的重要進展的源頭，即把世人的目光從一般天體引向宇宙整體的就是哈勃定律的建立。

1.哈勃定律與膨脹的宇宙

研究表明，宇宙的年齡、演變及結局，在很大的程度上決定於它的膨脹速率。對宇宙膨脹的觀測大體分成兩個方面，這就是測定星系的運動速率與測定地球到星系的距離。前者關繫到宇宙的形成模型及有關理論的發展，而後者則是估算天體亮度、質量和大小的重要依據，然而無論哪一種，都取決於哈勃常數的測量。哈勃常數已成為近代宇宙學中最重要的基本常數之一。20世紀初，幾台口徑1米的大型望遠鏡陸續建造成功，它們為河外星系的系統觀測創造了條件。美國天文學家哈勃(Hubble,EdwinPowell1889～1953)在這種條件下，為現代天文學與宇宙學做出了重要的貢獻。哈勃1910年畢業於芝加哥大學天文學系，後到英國牛津大學讀書，在那裡獲得法律學碩士學位。1914年至1917年在耶基斯天文台攻讀天文學博士學位。第一次世界大戰期間，曾在法國服役，戰後在威爾遜山天文台從事星系的觀測研究。當時的威爾遜山天文台已建成100英寸的天文望遠鏡。利用這台望遠鏡，哈勃把觀測的目標集中在他所稱的「一片片的亮霧」之上，這就是星雲。與哈勃同時代的一些天文學家也在對這些星雲做了大量的觀測工作，例如在里克天文台工作的美國天文學家柯蒂斯(Curtis,HeberDoust1872～1942)致力於河外星系的研究，他藉助對新星的觀測及利用星系角大小估算距離，認為所觀測到的絕大部分星雲都屬於河外星系。熱衷於星系觀測與研究的還有美國天文學家沙普利(Shap-ley,Harlow1885～1972)，他曾任美國哈佛大學天文台台長，1915～1920年間，曾用威爾遜山天文台100英寸望遠鏡研究旋渦星雲，他利用勒維特(Leavitt,HenriettaSwan1868～1921)發現的造父變星作為量天尺，確定了這些星雲的距離，認為它們大約距太陽5萬光年左右，應該屬於銀河系，因此將銀河系的尺度擴展到原有的3倍。沙普利還第一個提出，太陽系不處在銀河系的中心，雖然他把太陽從銀河系的中心地位趕了下來，卻又把銀河系放到了宇宙的中心之上。柯蒂斯的看法則不同，他認為宇宙中充滿著大量的像銀河系那樣的恆星系統。1920年，在美國國家科學院，柯蒂斯與沙普利的兩種不同觀點正式交鋒，雖然在這場論戰中柯蒂斯佔了上風，卻並未有得出公認一致的結論，直到三年後，哈勃給出的觀測事實，才使上述論戰有了決定性的結果。1923年，威爾遜山天文台建成了2.5米口徑的天文望遠鏡，哈勃利用它在仙女座星雲外緣找到一顆造父變星，根據其光變周期與光度之間的關系，他推斷出該星的距離為15萬秒差距（實際為80萬秒差距），比沙普利的銀河系要大得多。這表明，仙女座大星雲是一個河外星系，從而結束了河外天體是否存在的辯論，使天文學家的研究領域邁出了銀河系。與哈勃同時代的另一位天文學家斯里弗(Slipher,VestoMelvin 1875～1969)也對星雲研究感興趣。他對星系光譜做了大量的觀測。1921年，他首先把多普勒-斐索效應用於仙女座大星雲，發現所觀測到的星系光譜波長大多比實驗室觀測到的要長，這表明，這些星雲都在遠離地球退行，其退行速度大大地高於恆星的視向速度。 1929年，在同行們研究成果的基礎上，哈勃僅以24個已知距離星系的觀測資料為依據，做出了速率-距離的關系圖。圖中顯示速率與距離值成正比，即vr=H0r，vr為星系對銀河系的視向速率，上式即為哈勃定律，式中的常數H0就是哈勃常數，由這一常數得到的宇宙年齡H0-1=1.84×108年，該值恰與當時用散射方法觀察到的地殼中古老岩石年齡1.8×108年驚人地一致，哈勃的結果，很快地得到認同。哈勃的這一結果，不僅證明了整個宇宙處於膨脹之中，而且這種膨脹速度與距離r成正比，因而既是處處沒有中心又是處處為中心的。為了擴展觀測的范圍，需要能觀測到更為遙遠星系團中的星系。由於工作量的驟增，哈勃開始與赫馬遜(Huma-son,MiltonLaSalle1891～1972)合作。哈勃負責測量星系的亮度，赫馬遜負責測量紅移量。赫馬遜並非科班出身，最初只是威爾遜山天文台的一位看門人，工作之便使他熱愛上了天文學，在為別人假期代班的天文觀測中，顯示了他出眾的才華和嫻熟的觀測技巧，不久即正式投入天文學研究。在哈勃去世後，他繼續了哈勃的天文觀測事業，1956年，他又與其他人合作，利用觀測到的資料，改進了哈勃定律，因而與勒梅特和蓋莫夫的大爆炸理論取得了一致。

2.哈勃常數值修正的三次高潮

從原理上看，似乎哈勃常數的測定是簡單的，即只要測出星系距離與退行速率，即可由哈勃定律得到哈勃常數。然而在實際上並非如此，星系的速率可以直接從譜線紅移獲得，可是距離的測量卻是既困難又復雜的。對於1000萬光年以內附近星系的距離，天文學家們的測量結果都比較一致，這種測量以造父變星為量天尺進行。1908年，在哈佛天文台工作的勒維特在南非觀測時發現，造父變星的亮度周期性變化，光變周期越長，平均亮度也越大。這一發現具有不尋常的意義，因為觀察亮度變化的整個過程，就可以得到光變周期和視亮度，隨後即可計算得到它的絕對亮度。再根據距離加大，視亮度遞減的關系，即可由絕對亮度與視亮度之比，確定造父變星的距離。因此，把造父變星作為量天尺，利用三角視差法，逐步擴大測量范圍，不僅可以量出銀河系的大小，還能測量出各河外星系的大小和距離。在20年代，哈勃用造父變星證實了銀河系以外還存在有其它星系以後，從30年代到50年代，哈勃與桑德奇（Sandage，Allen Rex 1926～）等人，又在附近星系中尋找更多的造父變星以確立更新的量天尺，為此做了大量的工作。他們成功地測量了十幾個星系的距離，改進了確定哈勃常數的基礎。

最初的哈勃常數值為H0=550千米/秒/百萬秒差距（以下單位略）。1936年，考慮到星際消光因素，哈勃常數被修定為H0=526。在最初，這一數值被認為是准確的，因為按H0-1得到的宇宙年齡恰好與當時的地質觀測結果相一致。二戰之後，利用造父變星為量天尺，使哈勃常數逐漸得到了修正。1952年，在威爾遜山帕洛馬文天台工作的旅美德國天文學家巴德（Baade，Walter 1893～1960）掀起了哈勃常數修正的第一個高潮。這次高潮是由修改量天尺引起的。此時，帕洛馬天文台5米口徑天文望遠鏡建成並開始運轉。巴德利用他的精確而系統的測量，不僅在仙女星座中找到了300個以上的造父變星，而且還發現恆星分為兩種星族，每一星族都有自己的造父變星，它們只適用於附近星系，而原有哈勃定律所針對的則都是建立在第一星族基礎上的造父變星。隨著對造父變星周光曲線的修定，隨著觀測尺度的加大，必須更換原有哈勃常數測定中的量天尺。經巴德計算，遙遠星系的距離比原來的估計值增加了一倍，哈勃常數將比原來減小一倍。1952年，巴德在羅馬舉行的第8屆國際天文學大會上，宣布了他的結果，H0=260。

哈勃常數修正的第二個高潮由哈勃的接班人桑德奇掀起。桑德奇是一位著名的實測天文學家，從1956年開始，他在帕洛馬天文台對哈勃常數進行了系統的測量工作。在幾年的時間內，他得到了600多個星系的數據，最大的紅移量值達到Z=0.202，所得到的哈勃常數值為H0=180。在此基礎上，桑德奇又對哈勃常數做了進一步的修正，他們再度更換量天尺並把觀測范圍進一步加大，此時原有確定距離的方法已不再適用，因為當星系距離達到了幾百萬秒差距時，望遠鏡已無法區分星系中單個的星，必須尋找代替造父變星做為新距離標準的「指示體」。他們通過天體的絕對星等和視星等的關系，先確定指示體的距離，再由指示體確定星系距離。他們認為能作為距離指示體的有，造父變星、HⅡ區、球狀星雲、超新星和橢圓星系等。1961年，桑德奇在美國伯克利召開的國際天文學大會上宣布，總估各種測量結果，哈勃常數值應在75與113之間，最或然值為H=98±15，一般可取為100。這一結果表明，宇宙的尺度要比人們早期預期結果遠大得多。

進入70年代以來，哈勃常數的測定日益受到天文學家們的重視，對它的測量方法也更加系統，測量的精度也日益提高，因而形成了哈勃常數修正的第三次高潮。然而，這次修正高潮之後，局面卻日益復雜化。哈勃常數的各次測量值越來越多地接近高低兩個值上。桑德奇和他的合作者塔曼得到的值是50，而德克薩斯大學的德瓦科列爾（de Vaucouleurs）的結果卻是100，兩個值的測量方法都是以造父變星為起點，其後選用不同距離的指示體進行的，結果竟然相差一倍，不僅出現了哈勃常數紛爭的局面，也使人們在實際運算中，出現了任意選擇的局面，有人選取50，有人選取100，還有人選擇平均值75，雖然這些值的選取都具有權威性，但是仍無法最後判定哪一個最准確。目前，對哈勃常數做出裁決為時尚早，但是，從其它方面得到的佐證中，仍然可以提出帶有傾向性的意見。

根據哈勃常數值，宇宙的哈勃年齡應為t0=19.7×109年和t9=9.8×109年。然而宇宙的年齡還有其它的估算方法。一種方法是測量礦石中放射性元素的含量，根據其半衰期加以估算。對各種放射性元素綜合測量的結果，所給出的宇宙年齡是1×1010另一種較為有效的方法是測定球狀星團的年齡。根據球狀星團的赫羅圖，得出它們的年齡在（10～20）×1010綜合這些從不同角度得到的估算結果，宇宙的年齡不超過200億年，這表明取小值哈勃常數更符合實際。

由於哈勃常數已成為近代宇宙學中最重要也最基本的常數之一，近年來，對它的研究已成為十分活躍的課題。正式發表的有關哈勃常數的論文已有數百篇。1989年，著名天體物理學家范登堡（Van den Bergh）為天文學和天體物理評論雜志撰寫了一篇權威性論文①，它綜述了截止到80年代末所有關於哈勃常數的測量和研究結果，最後認為，哈勃常數的取值應為H0=67±8。

3．多餘天線溫度的發現

1963年初，在貝爾實驗室工作的年青物理學家彭齊亞斯（Penzias，Arno Allan 1933～）和射電天文學家威爾遜（Wilson，Robert Woodrow 1936～）合作，測量銀河系內高緯星系的銀暈輻射。他們所使用的射電望遠鏡原是用於接收人造衛星「回聲號」回波用的大喇叭口天線加輻射計製成。他們還採用了當時噪音最低的紅寶石行波微波激射器，並利用液氦致冷的波導管作為參考噪音源，因為它能產生功率確定的噪音以作為噪音的基準，使噪音的功率可以用等效的溫度表示。由於當時的手頭正好有一台7.35cm的紅寶石行波微波激射器，他們就先在7cm波段上開始了天線的測試工作。

彭齊亞斯和威爾遜的測量結果①表明，天線的等效溫度約為6.7±0.3K，天線自身的溫度為3.2±0.7K，其中大氣貢獻為2.3±0.3K，天線自身歐姆損耗和背瓣響應的貢獻約為1K，扣除這些因素，最後得到，天線存在有多餘噪音，它的等效溫度約為3.5±1K。盡管他們採用了各種措施，把各種估計到的噪音來源盡量消除，這個多餘噪音的等效溫度值依然存在，它不僅穩定，而且均勻無偏振，在任何方向都能接收到。

彭齊亞斯和威爾遜觀測到天線多餘噪音溫度現象，帶有一定的偶然性，因為實驗並沒有在理論的預言或指導下進行。然而可貴的是，他們重視觀測的結果，忠實於原始資料，不但沒有輕易放棄偶然觀測到的現象，反而抓住它們一追到底。並想方設法挖掘觀測事實背後的意義，這就使他們能不失時機地做出重大發現。在這一成功之中，更難能可貴的是貝爾實驗室對實驗工作的支持。這一當今最大的工業實驗室，擁有數千名才華出眾的科技工作者，他們在進行電話、電報技術發展與開發業務的同時，始終重視基礎科學，特別是基礎物理學的研究工作。它在世界通訊事業中起著中流砥柱的作用，在物理學的研究中，也取得了許多令世人矚目的成果，例如，在天體物理學方面，1931年，貝爾實驗室的電信工程師央斯基（Jansky，Kart Guthe 1905～1950）首先發現了來自銀心的周期性噪音射電輻射，從此開創了射電天文學的新領域。這次彭齊亞斯與威爾遜的觀測是貝爾實驗室與國家射電天文觀測台合作進行，貝爾實驗室遠見卓識地從人力、設備與資金上給予了大力支持，提供了當時世界一流的靈敏毫米波譜線射電望遠鏡、熱電子輻射計、液氦致冷參照噪音源，為實驗的成功起到了至關重要的作用。

4．宇宙微波背景輻射的證實

在與彭齊亞斯、威爾遜實驗觀測的同時，另一些人也在對同一目標搜尋著。他們是以迪克（Dicke，Robert Henry 1916～）為首的普林斯頓大學的一個研究小組，正在開展一項有關宇宙學的探索性研究。1941年，迪克從羅徹斯特大學獲得博士學位。1946年前，他在普林斯頓大學物理系執教。迪克成名於他的一項重要成果——標量-張量場論的提出①。這一理論與愛因斯坦的引力理論並駕齊驅，也能成功地解釋引力研究中的一些觀測現象，以致在引力場研究中，誰是誰非還一時難見分曉。在60年代，隨著宇宙學研究的興起，迪克對伽莫夫的宇宙原始大爆炸理論產生了濃厚的興趣。他曾設想，至今宇宙應殘存有大爆炸的遺跡，例如宇宙早期熾熱高密時期殘留的某種輻射。他與他的合作者認為，這種輻射有可能是一種可觀測到的射電波②。迪克建議羅爾（Roll，P.G.）和威爾金森（Wilkinson，D.T.）進行觀測，還建議皮布爾斯（Peebles，P.J.E.）對此進行理論分析。皮布爾斯等人在1965年3月所發表的論文中①明確指出，殘存的輻射是一種可觀測的微波輻射。敘述了極早期宇宙中重元素分解後，輕元素重新產生的圖景。皮布爾斯後來在霍普金斯大學做過的一次學術報告中，也闡明了這個想法。1965年，彭齊亞斯在給麻省理工學院射電天文學家伯克（Burke，B.）的電話中，告之他們難以解釋的多餘天線噪音，伯克立即想起了在卡內基研究所工作的一個同事特納（Turner，K.）曾提到過的皮布爾斯的那次演講，就建議彭齊亞斯與迪克小組聯系。就這樣，實驗上和理論上的兩大發現由此匯合並推動事態迅速地發展起來。先是彭齊亞斯與迪克通了電話，隨即迪克寄來一份皮布爾斯等人論文的預印本，接著迪克及其同事訪問了彭齊亞斯和威爾遜的實驗基地，他們在離普林斯頓大學只有幾英里之遙的克勞福德山討論了觀測的結果之後，雙方協議共同在《天體物理學》雜志上發表了兩篇簡報，一篇是迪克小組的理論文章《宇宙黑體輻射》②，另一篇是彭齊亞斯與威爾遜的實驗報導《在4080MHz處天線多餘溫度的測量》③，雖然後一篇論文考慮到自己尚未在宇宙論方面做出什麼工作，出於慎重，論文並未涉及背景輻射宇宙起源的理論，只是提到「所觀察到的多餘噪音溫度的一種可能解釋，由本期Dicke、Peebles、Roll和Wikinson所寫的另一篇簡訊中給出」，但是，兩篇論文分別從理論與實驗的不同角度表述的研究成果竟如此珠聯璧合，不能不令人驚嘆。兩篇論文發表後，引起了極大的反響。人們意識到，如果能給出天線多餘溫度確實來自宇宙背景輻射的證明，這個成果對宇宙學的發展的影響將是不可估量的。根據理論分析，早期宇宙極熱狀態下的光輻射是處於熱平衡狀態下的，它應具有各向同性且熱輻射能量密度分布遵守普朗克定律等特點。隨著宇宙的熱膨脹，宇宙逐漸冷卻，殘存的光輻射譜仍應保持普朗克分布。彭齊亞斯與威爾遜所檢驗到的輻射是否遵從這一分布，應是檢驗天線多餘溫度是否來源於宇宙背景輻射的一項重要標准。從1965年到70年代的中期的近十年時間里，不少研究小組相繼完成了各種測試。迪克小組在3.2cm波段上得到了3.0±0.5K，夏克斯哈夫特和赫威爾在20.7cm上測得2.8±0.6K，彭齊亞斯和威爾遜在21.1cm上測得3.2±0.1K。然而3K黑體輻射的峰值應在0.1cm附近，為取得0.1cm附近的測量值，康奈爾大學的火箭小組和麻省理工學院的氣球小組的高空觀測結果是，在遠紅外區有相當於3K的黑體輻射。加州大學伯克利分校的伍迪小組用高空氣球測出，在0.25cm到0.06cm波段，有2.99K的黑體輻射。至此，實驗結果與理論已得到極好的符合，彭齊亞斯和威爾遜觀測到的多餘天線溫度確實是宇宙微波背景輻射，這種輻射在宇宙各處的各向同性、無偏振、具有大約3K的黑體譜。這項成果對宇宙學的研究具有重大意義，為此，彭齊亞斯和威爾遜獲得了1978年諾貝爾物理學獎。

『柒』 紫金山天文台主要研究什麼課題大神們幫幫忙

紫金山天文台簡介 建成於1934年9月的紫金山天文台是我國自己建立的第一個現代天文學研究機構，其前身是成立於1928年2月的國立中央研究院天文研究所。她坐落於南京市東郊風景如畫的紫金山第三峰上，至今已有65年的歷史。 紫金山天文台的建成標志著我國現代天文學研究的開始。中國現代天文學的許多分支學科和新建台站大多從這里誕生、組建和拓展。由於她在中國天文事業建立與發展中作出的特殊貢獻，故被譽為「中國現代天文學的搖籃」。 紫金山天文台現有在職人員350人。其中科技人員291人；中國科學院院士2人；研究員37人；副研究員、高級工程師108人。現有在學博士生23人；碩士生8人；另有博士後3人。 紫金山天文台擁有射電天文實驗室、空間天文實驗室、天體物理研究部和天體力學研究部四個主要研究單元。有青海、青島、贛榆三個野外台站，其中青海觀測站是我國目前唯一的大型毫米波射電天文觀測站，裝備了具有國際先進水平的13.7米毫米波射電望遠鏡。中科院射電天文聯合開放實驗室，中科院人衛系統中心，中國天文學會掛靠在紫台。 紫金山天文台同國內外天文研究機構有著長期而廣泛的學術交流。紫台出版的學術刊物與世界上51個國家和地區的220個天文研究單位建立了交換關系。 面向21世紀，紫金山天文台的發展目標為：以天體物理研究和天體力學應用基礎研究為主學科；以毫米波射電天文和技術以及密切相關的星際分子雲與恆星形成研究，天體物理若干前沿和基本理論研究，太陽系自然和人造天體動力學研究主要研究領域；使紫金山天文台成為我國毫米波、亞毫米波和紅外天文的實測基地和衛星動力學的研究中心。同時充分發揮傳統的綜合優勢，為國家經驗和國防建設的需要以及社會的進步提供高層次的服務。使紫金山天文台成為我國一流的天文基礎研究基地，高層次人才培養基地和世界性的天文研究中心。 紫金山天文台有一支訓練有素基本功扎實的理論研究和工程技術隊伍。其研究的內容幾乎涉及天文學的各個分支領域。有發現新天體、新天象、積累天文資料的觀測；有直接為國民經濟和國家安全服務的研究項目；有天文學前沿的基礎理論研究課題；有支持天文研究的新技術、新方法的研究。在這些研究中都取得了令人矚目的豐碩成果。如我國第一顆人造衛星測軌預報方案的制定；小行星、彗星的探索發現和研究；非局部對流理論和恆星的結構與深化研究；人造衛星動力測地；彗木碰撣的准確預報；我國失控衛星的捕獲、長期跟蹤和隕落期預報和13.7米毫米波射電望遠鏡的建造等許多研究成果受到了有關方面的高度評價。自1978年以來，紫台獲得國家自然科學獎：二等獎2項，三等獎1項；國家科技進步獎：一等獎1項，二等獎1項；中科院二等獎12項；中科院自然科學獎：一等獎3項，二等獎7項；中科院科技進步獎：一等獎2項，二等獎8項；江蘇省二等獎2項（以上獎項均為紫台獨立完成或主持完成）。紫台近10年（1988－1997）共發表學術論文982篇，其中發表在國際核心刊物（SCI）上為169篇。 紫金山天文台現有在研課題共52個。其中：國家攀登計劃項目1個；863計劃項目1個，國家基金項目13個（含國家傑出青年基金項目2個，國家基金重點項目1個），中科院重點項目5個，重大國防軍工任務項目3，個科院重大項目1個。各課題均按進度順利實施。 如98年度我台已有五個重要項目分別通過相關機構驗收。 中科院「八五」重大項目「90－115GH SIS結超導接收機」通過了中科院基礎局和超導辦主持的實驗室驗收，並於98年10月成功地安裝在青海13.7米望遠鏡上，大大地提高瞭望遠鏡接收機的靈敏度。 國家自然科學基金「八五」重大項目「太陽22周耀斑和活動區多波段觀測和研究」及「分子雲與恆星形成」通過了國家自然科學基金委的驗收。 863－2課題「高層大氣環境參數長期變動監測與模式研究」通過了863國家高技術航天領域專家委員會驗收。 921－6－301工程「921近地近圓軌道測軌方法研究」通過了以陳芳允院士為主任的鑒定委員的鑒定驗收。 人才方面，紫台基本完成了科技人才「代標轉移」。我台現有45歲以下研究員13名，博士生導師4名，兩個研究部和兩個實驗室主持工作的八位業務領導平均年齡40歲。在院重點項目中，青年人負責的項目已佔七成以上。以這次進入國家天文觀測中心創新人員為例：在進入創新工程的九個研究團組、一個中心、一個實驗室、一個基地中，12位首席研究員、首席科學家中50歲以下研究員就有8位，已被評聘的首席研究員以外8位研究員中5名為45歲以下。 為了符合中科院知識創新工程的要求，紫金山天文台的改革目標是： 建立進入創新人員、流動人員、未入進創新且有課題、有經費的三類科技人員分類管理體制，使其各得其所，相互競爭。 搞好職能部門改革，將機關整合為3－4個職能部門，根據人員精幹、高效、雙向選擇、擇優聘用的原則，將現有職能部門人員精減到20人左右。 拓寬開發渠道，培養新的經濟增長點，妥善安排分流人員。 中國科學院紫金山天文 一九九九年四月

『捌』 天文學的主要研究對象是什麼

科技的不斷進步也促進天文學所研究的對象從整個宇宙擴展到分布在宇宙空隙中小小的塵埃粒子，甚至延伸到整個宇宙空間的各種物體。

天體的起源和演化是天文學的一個重點研究項目。天體指的是存在於宇宙中的所有物體，文學家把它們統稱為天體。地球也是天體，不過天文學不去研究它的細節而是它的總體性質。

另外，還有一些人造天體也屬於天文學研究的對象，如人造衛星、宇宙飛船、空間站等。此外，天文學還從總體上對整個宇宙進行探索研究，提出了它是怎麼產生的、怎麼演化的、未來的結局等相關課題，這就形成了天文學的一門分支學科——宇宙學。

目前，人類的探測范圍已經到達了距地球約100億光年的距離，根據尺度和規模，天文學的研究對象可以分為：包括行星、衛星和小行星、彗星、流星等大量的小天體在內的行星層次；包括太陽系在內的億萬個恆星的恆星層次；包括銀河系和很多河外星系在內的星系層次。現在，星系之間又組成了更大的天體系統，如星系群、星系團和超星系團。

對此，一些天文學家提出了總星系一說，它把所有的星系組織囊括在內，按照這種理解，總星系的半徑超過了100億光年，這就應該是目前我們所能觀測到的宇宙的最大范圍。

『玖』 高中天文課題研究什麼好

天文學可研究的方面非常多，研究什麼就看你個人的興趣了，還有你的導師所專精的領域。
我去年（高一）被推薦到國家天文台的一位首席研究員那裡進行科研實踐，他是緻密天體和彌漫介質研究團組的。我在他和他的博士生的指導下，研究了一個關於活動星系核的課題。
如果你腦子里還沒什麼准主意，我建議你翻翻《基礎天文學》一類的天文教材，大致了解一下。

『拾』 誰可以給我一份物理的 天體運動課題研究

誰可以給我一份物理的 天體運動課題研究
20世紀基礎物理研究的巨大成就,當歸功於相對論、量子論與引力論的建立.相對論、量子論和引力論都具有普適性,它們的普適性的一個重要體現分別表現在c、h和G這三個普適常數上.然而,三個理論是否真的具有普適性,還在於它們彼此間的相容性,廣義相對論的建立證實了引力論與相對論的相容性.
量子理論的發展證明,物質的各種運動形態都遵從量子化的要求,與此同時,一切相對論性場,如電磁場也應是量子化的.在場量子化研究的初期,曾出現了一系列的發散困難.在40年代末,量子化電磁場的發散困難初步通過重正化理論得以解決.發散困難的最根本解決是在60年代完成.弱電統一理論的建立,不僅解決了弱相互作用中的發散困難,而且在類似弱相互作用的框架之中,還可望在強相互作用領域解決相對論與量子論的相容性.最困難的一步就是引力論與量子論的相容,這一步驟的一個主要目標就是建立量子化的引力理論.量子引力理論的研究還起源於廣義相對論的奇點問題.由彭羅塞提出,後經霍金和傑羅奇等人最終建立的奇點定理表明,在相當寬的物態條件下,引力場方程的解必定具有奇性.奇性的存在表明,廣義相對論屬於服從因果律的經典物理范疇,在奇點處,這一理論不再適用.有可能在考慮到引力場的量子性之後,奇性自然消失,這一猜測隨後在霍金黑洞蒸發理論中得到了支持.