天文学理论
天文学与其他自然科学的一个显著不同之处在于，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。在古代，天文学还与历法的制定有不可分割的关系。现代天文学已经发展成为观测全电磁波段的科学。
“天文”一词最早见于我国古老著作《易经》。《易传·彖·贲》说：“刚柔交错，天文也。文明以止，人文也。”还要求君子“观乎天文，以察时变。观乎人文，以化成天下。”
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第1期到第20期
第一期 日心说与地心说
尼罗河河水泛滥——索普代特偕日出
年：索普代特偕日出的周期
索普代特：天狼星（夜空中最亮的星）
老人星：第二亮
天文学家，占星术
古希腊：感性思维到理性思维
旋转中心：北天极
北天极附近的亮星：北极星
相对位置不动的星：恒心
动的星:行星
公元140年：托勒密：地心说
地球外围的七个轮子:均轮
七个均轮上面分别都有一个小轮子：本轮，本轮的大小也不一样
均轮和本轮的提出是为了符合观测的数据
正圆
匀速圆周运动
恒星天：所有的恒星均固定在恒星天上，恒星天整体在转动
最高天
为什么不是地球在自转？
- 人类感受不到地球的转动
- 在原地跳起，落下的时候难道不是在原地吗?
毕达哥拉斯：地球是球
托勒密也认同地球是球
亚里士多德：有船从远处过来和月食证明地球是球
为了更符合观测的数据，托勒密认为，地球不是中心，而是稍稍偏离中心；但是地球是宇宙的中心，且是静止不动的
古希腊：公元前三世纪就以及提出了日心说
日心说推翻了”以我为中心的观念“而不是地心说是错的
第二期 星座与黄道
托勒密《天文学大成》
喜帕恰斯：方位天文学之父，三角函数
喜帕恰斯：星等，六个等级，最亮的是一等星，勉强看得到的是六等星
普森（英国）：星等之间差2.512倍
视星等的延伸：数字越小，亮度越大
绝对星等：恒星本身的亮度
常见视星等
天狼星：-1.46
老人星：-0.72
满月：-12.92
太阳：-26.74
现代天文学:88星座
用希腊字母表示星座中亮度等级
12星座，黄道12宫
由自转而观察到的现象：周日视运动
黄道：日——阳历
白道：月——阴历
出生时，太阳在恒星天对应的星座，就是星座
（蛇夫座：现代新加的黄道星座）
白道：三垣二十八宿
黄道：节气
农历不是阴历，而是阴阳历，使用啦黄道和白道
描述天体的位置
仰角：
方位角：正北0 正东90
几乎所有肉眼课件的星星都在银河系内，且占银河系很小的一部分
第三期 哥白尼 日心说
简化的地心说
毕达哥拉斯中心火理论
阿里斯塔克斯 日心说
哥白尼：计算得到日心说《天体运行论》
- 地球在自转
哥白尼《天体运行论》发表后的同年，他与世长辞，书的出版并没有引起什么轰动
50年后的布鲁诺，将日心说推广开，公开宣扬日心说，反对教会的权威
布鲁诺被教会处以火刑
第谷：科学家中的土豪之一：没鼻子的第谷 - 知乎 (zhihu.com)
炼金，占卜，占星
1572年，超新星爆炸——第谷超新星
1577年，大彗星事件
第谷的模型
第谷计算能力差，不知道怎么利用数据验证自己的模型
第谷与开普勒认识，开普勒成为第谷的助手
开普勒认为，日心说模型正确
第谷去世后，其所有的数据都给了开普勒
第四期 开普勒三大定律
开普勒：《宇宙的神秘》
最先发现的是开普勒第二定律
之后发现开普勒第一定律
《新天文学》
开普勒第三定律
开普勒之后，天文学与占卜正式分道扬镳
第五期 伽利略
单摆
比萨斜塔，落球实验（伽利略没做过这个实验），但伽利略做过斜面实验
伽利略否认亚里士多德，赞同日心说
改良望远镜-观测月亮
用望远镜观测木星，发现了木星的卫星，四颗卫星（现在被称为伽利略卫星）——证明地心说不对
观测银河，银河是众多星体重叠起来的效果
观测金星：金星也有相位
观测太阳，太阳黑子
《星界信使》
《论太阳黑子》
《试金者》：抨击亚里士多德，惯性定律，崇尚数学
《过于托勒密和哥白尼两大世家体系的对话》：探讨日心说为什么的对的，地心说为什么是错的
被罗马宗教裁判，终身软禁
《两门新科学》——实验科学，揭开近代科学的序幕
之后，双目失明，然后与世长辞
第六期 牛顿
剑桥大学，三一学院
二项式定理的拓展（帕斯卡，杨辉（杨辉三角））
伦敦大瘟疫
伦敦大火灾
伦敦大瘟疫期间，牛顿研究：万有引力，微积分，光的色散
牛顿，第二任卢卡斯数学教授
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牛顿改良望远镜，伽利略的望远镜会有色差现象，因为光的色散，牛顿发明反射望远镜
罗伯特·胡克支持波动说，牛顿支持粒子性
《流数法》：微积分
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《自然哲学的数学原理》：万有引力和牛顿三大运动定律
《光学》：光学
英国皇家造币厂：研究炼金术
自然与自然的法则，都隐藏在黑暗之中；上帝说“让牛顿去吧！”于是，一切变为光明
第七期 万有引力定律
伽利略的相对性原理，参考系
笛卡尔:”我思故我在”
笛卡尔，机械运动理论
惠更斯：离心力，离心的趋势
胡克：向心力（开普勒定律），影响牛顿
牛顿三大定律
- 惯性定律
- F=ma
- 作用力和反作用力
牛顿和另一个科学家胡克争辩。两人相互写信争辩，一个月之后牛顿给胡克回信道：“笛卡尔踏出了很好的一步（指光学研究），而你则推进了许多方面的发展……如果我看得更远一点的话，是因为我站在巨人的肩膀上。”看是自谦，恭维胡克，意思是说自己的成就是建立在前人的基础上。而实际上胡克身材矮小，而且有驼背的毛病，明褒暗讽，我借鉴的是笛卡尔这个巨人而不是胡克你这个矮子。
牛顿的话一语双关。现代学者为了科学家等名人正面的形象，一般都只会突出一面人格。同样的事例还有爱因斯坦辱华。华盛顿戴着“黑奴”的假牙。马丁路德金获诺贝尔奖前夜仍然招嫖。齐白石和郭沫若好色好财。汪精卫其实并不怕死。曾国潘和李元章一生清贫鞠躬尽瘁。孔融口无遮拦喜欢喷人。历史上的李绅并不像其诗《悯农》那样同情百姓。凿壁偷光主人公…
第八期 哈雷彗星的预言
英国皇家学会：约翰·威尔金斯，罗伯特·胡克，波义耳，克里斯多佛·雷恩等十二人
罗伯特·胡克:用显微镜发现了细胞，cell
列文虎克：用显微镜发现了细菌真菌等，微生物之父
格林尼治皇家天文台，约翰·佛兰斯蒂德
佛兰斯蒂德：《大不列颠星表》，恒星命名法，第一任英国皇家天文台台长
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德国天文学家，约翰·拜尔（1603年）
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哈雷，牛津大学，第二任英国皇家天文台台长
去南半球看星星，绘制南天星表
彗星，扫把星，脏雪球
哈雷计算彗星轨道，《彗星天文学》，预言彗星的回归
2061年，哈雷彗星回归
哈雷彗星是太阳系彗星，周期彗星
非周期彗星
金星凌日，测日地距离
哈雷发现恒星的自行
第九期 岁差
日心说成为主流思想
周日视运动
周年视运动
岁差
年的定义
- 太阳在恒星天上行走一圈的周期——地球的公转——恒星年：365.25636天
- 正午太阳高度，影子长度，夏至和冬至——太阳直射回归线的周期——回归年：365.2422天
回归年比恒星年短：20分24秒，岁差
最早发现岁差的人是喜帕恰斯
中国古人：恒星年：年；回归年：岁
进动
岁差的原因：地球的赤道面在转动（地轴在旋转）——旋转周期，25786年——进动
地球公转轴的也有进动
章动
地球自转轴的章动
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开普勒第三定律牛顿的修正
地球质量的测量
马斯基林的榭赫伦山实验：如何测量地球的质量？最美物理实验第六名——卡文迪许扭秤_哔哩哔哩_bilibili
天体之间的距离的测量
- 视差：
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第十期 天体间距离的测量
- 雷达测距（地月）
- 激光测距（地月）
- 视差（地月）
- 恒星的视差（300光年内的恒星测距）（德国数学家——贝塞尔）
分光视差法
光谱分析法（300-30000秒差距内的恒星）
造父变星法（千万光年内的恒星测距）
仙王座δ星（中文：造父一），亮度周期性变化，因为该恒心会周期性的膨胀和收缩。
膨胀->变亮
收缩->变暗
周期：光变周期
造夫一的光变周期：5d8h46m38s
有光变周期的恒星统称为造父变星，光变周期越长，恒星的亮度越大
测距：通过周期估算亮度，然后就得到了绝对星等，通过视星等，估算出距离
- 谱线红移法（百亿光年之外的恒星测距）
恒星的光谱存在红移现象，且越远的恒星的红移量越大（哈勃）
哈勃定律：
Z：红移量
H:哈勃常数（目前不确定）
c：光速
r：距离
第十一期 天文单位
日地距离：1AU：一个天文单位
1AU=1.496亿千米
视差法:不好，以地球半径为基线，视差角为9角秒
月相法:阿里斯塔克斯,使用月地距离作为极限,太阳的视差角:8角分
月相的原因,太阳的光线照亮了月球的一半,地月之间相对位置的变化,引起地球上对观看月亮明暗形状的变化
月相变化的原因、月球自转的正确姿势_哔哩哔哩_bilibili
月相的成因就是日地月三者的位置关系。月球是总是有一面对着太阳而被照亮，如果是初一，月球位于日地之间，则月亮被照亮的那一面完全背对着地球，我们看不到月亮，如果十五，月亮在地球正后方，被照亮的一面完全对着地球，故是圆的;而初七或二十三，月球位于地球侧面，月球被照亮的一面只有一半对着地球，故是半月(当然一个这两天月亮凸的方向正好相反)。具体看下图:
- 开普勒第三定律
- 测量恒星的轨道差,卡西尼
卡西尼1625年出生于意大利的佩里纳尔多，在1648年至1669年期间曾在旁扎诺天文台工作。1640年起，担任博洛尼亚大学天文学教授，并在1671年巴黎天文台落成后成为该台的第一任总监直到去世。1673年加入法国国籍，改名为法文，即让-多米尼克·卡西尼，又称卡西尼一世（Cassini I，其曾孙与其同名，称卡西尼二世）。
卡西尼是一位保守的天文学家，他不接受哥白尼的日心说，也反对开普勒定律、艾萨克·牛顿的万有引力定律和光速有限学说。卡西尼于1711年失明，次年(1712年)逝世于法国巴黎。除了天文学的贡献以外，他亦曾被教宗委任治理波河的防治、管理及防汛工程。
- 金星凌日测量日地距离-哈雷
用“金星凌日”怎么测算日地距离？ - 知乎 (zhihu.com)
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1761年,金星凌日
金星凌日的周期
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第十二期 天王星和海王星
提丢斯-波德公式：行星轨道经验公式
威廉·赫歇尔：35岁之前玩音乐，之后玩天文，玩望远镜，发现了天王星。
威廉·赫歇尔：我一个德国音乐家，怎么就跑到英国当了天文学家？ - 知乎 (zhihu.com)
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确定行星德轨道需要六个参数，轨道参数（轨道根数）：轨道倾角，升交点黄经，离心率，近日点辐角，椭圆半长轴，平近点角
因为天王星的观测轨道和计算轨道有区别，轨道椭圆有摄动现象
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皮亚奇：谷神星，第五颗行星，太小了，难观测
高斯：计算了谷神星的轨道
奥伯斯：不仅再次观测到了谷神星，而且发现了与谷神星相似的星
之后逐渐发现了四个：谷神星，智神星，婚神星，灶神星。
由于行星个数太多，且半径太小，之后天文学家统一命名为小行星。
（现在：谷神星被划分为矮行星，半径500公里）
亚当斯和勒维耶，两人分别独立同时使用纯粹的数学计算出了海王星的轨道；
德国天文学家伽勒根据勒维耶的论文，观测到了海王星。
第十三期 冥王星
美国罗威尔天文台，寻找第九颗行星
克莱德·汤博在1930年发现了冥王星，第九颗行星
2016年，冥王星被降级为矮行星。太阳系内只有八大行星。
2006年，国际天文联合会对行星做出定义
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冥王星不满足第三条。柯伊伯天体带。
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太阳系小天体
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水星
Mercury（墨丘利）
水星的公转速度是太阳系中所有行星最快的，公转周期不到88个地球日，，自转周期58.646地球日
轨道共振，比例3：2，即水星自转三圈恰好公转两圈
太阳系中最小的行星，水星半径=2440千米，水日距=0.387AU
水星因为距离太阳太近了，一般很难看到，日出日落是观测时间段。
水星上有稀薄的大气（几乎没有）：自身重力小，留不住大气；距离太阳太近了。
昼夜温差600多度。
金星
太白星，启明星，长庚星，肉眼可见最亮的行星（浓厚的大气层和云层，反射率高，大气90%的二氧化碳，温室效应强，云层是浓硫酸，反射阳光）
高压高温
唯一一个能够逆行自转（曾经受到小行星的撞击，被撞到逆性了）的，从金星上看太阳，太阳是从西边出来。
地球
地球的卫星——月球
水星，金星没有卫星
由于潮汐锁定，月亮只有一个面对着地球
月球为地球挡下了很多陨石的撞击；
月球没有大气
火星
大气稀薄主要是二氧化碳，环境恶劣，温差大
2013年，好奇号发现火星上有水分
两个卫星
木星
固体星，类地行星：水星，金星，地球，火星
流体星，巨行星：木星，土星，天王星，海王星（这四颗行星都具有行星环，只是土星的星环最为明显）
木星卫星目前发现了79颗
1994年。彗木相撞，素梅克-列维9号彗星撞击到了木星的南半球
土星
大气：氢和氦
土星环的宽度有8万千米，平均厚度为10米
图像环的成因：卫星靠近土星太近，超过了洛希极限，然后被撕成了碎片
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地质结构
目前确定的卫星：62颗，土卫六是唯一一颗有大气层的卫星，土卫六的体积比水星还要大
天王星和海王星
天王星体积大于海王星，质量小于海王星
主要大气成分是氢，甲烷，氨
天王星是唯一”躺着“转的行星，自转轴与公转平面几乎是平行的
天王星的地表是巨厚的冰层
海王星上具有太阳系最强烈的风
彗星：
短期彗星来自柯伊伯天体带
长期彗星来自奥尔特云
第十四期 恒星天文学
威廉·赫歇尔（第十二期，天王星的发现者），恒星天文学之父
名人风采：恒星天文学之父——威廉·赫歇尔 (baidu.com)
恒星自行
哈雷发现恒星的自行
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赫歇尔通过观测天狼星，北河二，南河三等七颗恒星，得出结论，我们的太阳是在运动的，朝向武仙座方向运动。因此太阳也不是宇宙的中心。
双星系统
赫歇尔发现了双星系统。
双星很早就被发现了，最早被发现的双星是大熊座的开阳。之前的猜测只是两颗星星的投影相距很近而已
1804年，赫歇尔发现了双星系统（目前称为：联星）
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目前对双星的分类为两种
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开阳：哪一种双星说不清楚
银河和星云
通过观测数据，猜测银河是圆盘状的
赫歇尔观测星云提出：星云就是一坨星系
红外线
赫歇尔是第一个证实了红外线存在的人
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受到赫歇尔的启发，人们之后发现了紫外线
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变星
赫歇尔的儿子小赫歇尔（约翰·赫歇尔）也是研究天文学
天文学银枪小霸王——约翰·赫谢尔的故事_知道日报_百度知道 (baidu.com)
小赫歇尔到南半球长时间观星，发现了船底座η星（海山二）的亮度变化问题；
哈雷曾经记录海山二的亮度为4等星；
拉卡伊到南半球记录的海山二为2等星
小赫歇尔看到海山二为二等星，之后（1838年）变成了一等星
之后天文学家开始了对变星的研究，还创造出来造父变星测距法（第十期天体间距离的测量 ）
海山二
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海山二对银河系生命的威胁有多大？ - 知乎 (zhihu.com)
核光谱望远镜阵列证明超级巨星海山二发射宇宙射线 - 知乎 (zhihu.com)
科学家将大质量恒星“海山二”大爆发进行了视觉化处理 - 科学探索 - cnBeta.COM
星表
小赫歇尔综合自己和父亲赫歇尔的观测数据，整理了几张星表
星云表：5,079个星云
双星表：10,000多对双星
星表：70,000多颗恒星
https://murphyhoucn.github.io/2022/01/28/%E5%B7%A1%E5%A4%A9%EF%BC%88%E4%B8%80%EF%BC%89/
《天文学概要》
摄影术
小赫歇尔还对摄影术有一定的研究，摄影的单词photography是小赫歇尔发明的，之后影响到了达盖尔的银版法
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朗伯的光度学，牛顿的分光学，摄影术三项技术奠定了天体物理的兴起。
对贝塞尔的影响
同时期赫歇尔父子的数据影响了周年视差法的出现（第十期 天体间距离的测量）——贝塞尔
贝塞尔（德国天文学家，数学家）_百度百科 (baidu.com)
贝塞尔对双星的贡献
有些双星看起啦只是一颗星，但却是一个联星系统，因为另外的一颗星太暗了，看不到
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第十五期 恒星光谱
牛顿：光的色散
夫琅和费：光栅分割仪，暗线：夫琅禾费谱线
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连续光谱
频率不间断，炽热的固体，液体，高温高压气体发射连续光谱
吸收光谱
在连续的光谱上，叠加了某一种或某几种吸收暗线的光谱就叫做吸收光谱
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通过恒星的光谱还能得到恒星大致的表面温度
通过光谱还能得到恒星的压力，磁场等信息
分光学
通过多普勒效应，确定恒星的视向速度和自转
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喜帕恰斯（第二期）：视星等：恒星亮度分为六个等级，最亮的为一等星，勉强看到的为六等星
朗伯（第十四期 摄影术）：发展了光度学
普森（第二期）： 一等星的亮度是六等星亮度的100倍，星等差一等，亮度差了2.512倍，即100开五次方
辐射照度、辐射强度、光照度、发光强度
中科研 | 太阳辐射光照度和光强度的区别
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发光强度：可见光
辐照强度：所有的电磁波
天文学中的光度：单位时间内，恒星整个表面辐射电磁波的总能量，单位：瓦特或尔格/秒
星等
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比较满月和超新星的亮度大小——视星等、绝对星等的换算关系 - 知乎 (zhihu.com)
目视星等
是指我们用肉眼所看到的星等。看来不突出的、不明亮的恒星，并不一定代表他们的发光本领差。道理十分简单：我们所看到恒星视亮度，除了与恒星本生所辐射光度有关外，距离的远近也十分重要。同样亮度的星球距离我们比较近的，看起来自然比较光亮。所以晦暗的星并不代表他比较亮的星暗。
绝对星等
由于目视星等并没有实际的物理学意义，于是天文学家制定了绝对星等来描述星体的实际发光本领。假想把星体放在距离10秒差距（即32.6光年，秒差距亦是天文学上常用的距离单位，1秒差距=3.26光年）远的地方，所观测到的视星等，就是绝对星等了。通常绝对星等以大写英文字母M表示。目视星等和绝对星等可用公式转换，公式如下：
M=m+5－5 lg d
M为绝对星等； m为目视星等； d为距离。
第十六期 哈佛光谱分类与赫罗图
光谱分类
光谱仪（摄谱仪）：将光色散成光谱
根据色散的两种办法分为两种摄谱仪
- 棱镜摄谱仪（牛顿的三棱镜对光进行色散后面经过凸透镜汇聚成像）
- 光栅摄谱仪（光栅通过衍射进行对光的分光）（精度高）光谱巡天望远镜：LAMOST郭守敬望远镜，SDSS斯隆数字巡天望远镜
皮克林：哈佛光谱分类法
皮克林+女助理耗时40多年的大工程
赫罗图HR
温度与光度
亮的：巨星
暗的：矮星
根据在赫罗图中，由斯特潘-玻尔兹曼公式求恒星的半径
赫罗图揭示了恒星的演化过程，赫罗图上每一类恒星就是恒星生命过程的一个年龄段
第十七期 恒星的演化
幼年到壮年
恒星最初的是存在形式是弥散星云
星云-星云坍缩->原恒星
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原恒星的质量小于0.08个太阳质量，恒星收缩达不到氢聚变，这样的恒星为褐矮星（气体星）
原恒星的质量大于0.08个太阳质量，原恒星收缩时，可以达到氢核聚变的条件，氢开始燃烧，这颗恒星就进入了主星序（壮年）；
壮年到老年
质量越大的恒星，氢燃烧的越快，质量越小的恒星，氢燃烧地越慢
0.08-2.3
质量在0.08-2.3个太阳质量的恒星会变成白矮星
在核心区域的氢燃烧完成之后，氢都变成了氦（氦核：冷核），进入恒星的晚年，恒星脱离主序。核心区域粒子数量减小，压器减小，引力大于压器，核心收缩，核心温度升高，氦核外层的氢再次被点燃。核心收缩会辐射能力，氢燃烧辐射能量，因此整个恒星的外层就会膨胀，表面温度就会降低。 （核心收缩升温，外层膨胀降温，整体光度增加），此时恒星变成亚巨星。当恒星温度降低到一定程度时达到某个平衡数，此时恒星温度不会再次降低，但是会持续膨胀，此时亚巨星变为红巨星（特别亮，体积特别大）；恒星质量在0.08-0.5之间的恒星与0.5-2.3之间的恒星，从这之后，会出现分界线，0.08-0.5：当核心区域收缩到一定程度时，核心区域的氦会进入到电子简并态，当核心温度达不到一亿摄氏度时，核心的氦发生不聚变。这样的恒星就变成了氦白矮星。0.5-2.3：当核心区域收缩到一定程度时，核心区域的氦会进入到电子简并态，当核心温度达到一亿摄氏度时，核心的氦发生聚变。
氦闪发生在0.8太阳质量（M☉）至2.0M☉的低质量恒星核心，在 红巨星 阶段，是非常短暂的失控热 核聚变 ，有大量的氦经由两次电离过程成为碳（预测太阳在离开主序带12亿年后会发生）。 许多罕见的失控氦融合过程也可以在 白矮星 吸积 的表面上进行。
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氦的聚变，三个氦核聚变成碳。氦的聚变释放大量的热，反应非常迅速（氦闪）
氦闪几乎观察不到，只能在理论上进行模拟。
- 整个过程虽然释放大量的热，但是时间很短
- 简并态解除，核心吸热，体积膨胀，光度骤降
核心的氦燃烧完成之后，核心就变成了碳和氧，粒子数少，再次开始收缩，温度升高，壳层的氢和氦都被点燃（双壳层燃烧），外层继续膨胀，红巨星变成红超巨星。红超巨星，体积非常大，外层物质几乎不受控制，整体非常不稳定，外层物质向外抛射，形成行星状星云。
恒星最后变成碳氧白矮星。（0.5-2.3）
2.3-8
过程与0.08-2.3演化过程差不多，红巨星之后，进行氦的聚变，但是比较平静，不会出现氦闪。
整体演化速度比较快，最终宿命为行星状星云+碳氧白矮星核心
8-30
超新星爆炸
氦燃烧完成之后，变成碳和氧，由于恒星质量大，核心温度高，碳氧继续聚变，生成钠，镁，硅，一直聚变成为铁。最终生成铁的中心核。
当温度达到50亿K时，铁在高能光子（γ射线）的作用下发生光致分解，导致超新星爆炸。
光致分解是指较重的原子在高温下分解为较轻的原子、质子及中子的物理过程。与普通的核裂变不同，该过程是比铁轻的原子分解为更轻的粒子，故而是一种吸热过程。该过程多见于恒星演化过程中。
另外，光核物理在核废物处理方面的一种应用也被称为光致分解。是指对特定的放射性同位素进行照射，使其释放出一个中子，从而产生没有放射性或半衰期很短的同位素。
光致分解过程是吸热的。
由于光致分解，能量被吸收，恒星迅速的坍缩，铁核心受到巨大的压力，电子简并被打破，电子本压缩进入原子核内部，电子迅速与质子反应，生成中子并释放中微子。由于释放了中微子释放出巨大的能力，铁核心的外壳被驱散，形成了超新星的爆炸。
铁核心被中子化，中子的简并压可以支撑起来整个铁核心的压力，则恒星最终变成一颗中子星
中子星的前身一般是一颗质量为10-29倍太阳质量的恒星。它在爆发坍缩过程中产生的巨大压力，使它的物质结构发生巨大的变化。在这种情况下，不仅原子的外壳被压破了，而且连原子核也被压破了。原子核中的质子和中子便被挤出来，质子和电子挤到一起又结合成中子。最后，所有的中子挤在一起，形成了中子星。显然，中子星的密度，即使是由原子核所组成的白矮星也无法和它相比。在中子星上，每立方厘米物质足足有一亿吨重甚至达到十亿吨。
30-100
中子简并压无法支撑起强大的压力，恒星进一步坍缩，从而形成黑洞。
第十八期 超新星爆发
超新星名字由第谷·布拉赫所起
1572年第谷在仙后座方向发现了一颗新星，后起名为“第谷超新星”（SN1572）
新星
天文学上新星和超新星是不同的两个概念
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一种爆发性的恒星，或称为 CV型变星，指新星、超新星、耀星和其它正在爆发的恒星。 激变变星（CV）是拥有一颗白矮星和伴星的双星系统（参考双子座U），这颗伴星通常是红矮星，但有些情况下它也可以是一颗白矮星或正在演化成次巨星。已经发现数百颗激变变星。
2021年8月，媒体报道中国郭守敬望远镜成功捕获激变变星，相关研究成果在线发表于国际学术期刊《皇家天文学会月刊》。
超新星
亮度非常亮
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Ⅱ型超新星（又称核塌缩超新星）是大质量恒星由内部塌缩引发剧烈爆炸的结果，在分类上是激变变星的一个分支。能造成内部塌缩的恒星，质量至少是太阳质量的9倍。 [1]
大质量恒星由核聚变产生能量，与太阳不同的是，这些恒星的质量能够合成原子量比氢和氦更重的元素，恒星的演化供应和储存质量更大的核聚变燃料，直到铁元素被制造出来。但是铁的核聚变不能产生能量来支撑恒星，所以核心的质量改由电子简并压力来支撑。这种压力来自属于费米子的电子，在恒星被压缩时不能在原子核内拥有相同的能量状态。（参考*泡利不相容原理*）
当铁核的质量大于1.44倍太阳质量（钱德拉塞卡极限），接着就会发生内爆。快速的收缩使核心被加热，导致快速的核反应形成大量的中子和中微子。塌缩被中子的短距力阻止，造成内爆转而向外。向外传递的震波有足够的能量将环绕在周围的物质推挤掉，形成超新星的爆炸。
Ⅱ型超新星的爆炸有几种不同的类型，可以依据爆炸后的光度曲线－光度对爆炸后的时间变化图－来分类。Ⅱ-L超新星显示出稳定的线性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之后，呈现出平缓的下降，才会再持续正常的下降曲线。通常这些塌缩超新星的光谱中也会出现氢的光谱，虽然Ib和Ic超新星也是将氢和氦（Ic超新星）的壳层抛出的核心塌缩大质量恒星，但它们的光谱看起来却缺乏这些元素。
蟹状星云（Crab Nebula， 编号 ：M1 [3] ，NGC 1952或金牛座 A）是位于金牛座ζ星（天关）东北面的一个超新星残骸和脉冲风星云，是银河系英仙臂的一部分，距地球约6,500光年（2,000秒差距），直径达11光年（3.4秒差距），并以每秒约1,500公里的速度膨胀。 [4]
该星云由约翰·贝维斯于1731年发现，对应中国、阿拉伯和日本天文学家于公元1054年记录的一次超新星爆发（编号SN 1054，中国称天关客星）。1969年天文学家发现星云的中心是一颗脉冲星 [5] ，直径约28–30公里，每秒自转30.2次，并发射出从γ射线到无线电波的宽频率范围电磁波。它也是首颗被确认为历史上超新星爆发遗迹的天体。
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I型超新星又被细分为Ia、Ib与Ic型。其中，Ia型超新星来自于白矮星吸积伴星物质达到一定质量时的爆炸或者两个白矮星并合产生爆炸，属于热核爆炸超新星；Ib与Ic型超新星来自于大质量恒星晚期铁核坍缩爆炸，由于在爆炸前前身星已经失去氢包层甚至氦包层，使得光谱中缺乏氢线，因此归入I型。
钱德拉塞卡极限（Chandrasekhar limit ）指白矮星的最高质量，约为3×1030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。计算的结果会依据原子核的结构和温度而有些差异。
碳融合与氦闪
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宇宙加速膨胀（accelerating universe）是宇宙的膨胀速度越来越快的现象。就是宇宙标度因子的二次导数是正值，这意味着星系远离地球的速度，随着时间演进，应该会持续地增快。
这速度是哈柏定律里所提到的退行速度。于1998年观测Ia超新星得到的数据，提示宇宙的膨胀速度正在加快。物理学家索尔·珀尔马特（加州大学伯克利分校）、布莱恩·施密特（澳大利亚国立大学）与亚当·里斯（约翰·霍普金斯大学）“透过观测遥远超新星而发现了宇宙加速膨胀”，因此，共同荣获2006年邵逸夫天文学奖与2011年诺贝尔物理学奖。
历史上的超新星爆发
最早的超新星纪录是中国天文学家于AD185年看见的SN 185。纪录中最亮的超新星是SN 1006，中国和伊斯兰天文学家都有详细的记述。 [7] 观测最广泛的超新星是SN 1054，它形成了蟹状星云。超新星SN 1572和SN 1604是以裸眼观测到的最后两颗银河系超新星，对欧洲天文学的发展有显著的影响，因为它们被用来反驳在月球和行星之外是不变的亚里斯多德宇宙。约翰·开普勒于SN 1604在峰值的1604年10月17日观测到它，并且持续的估计它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不见才停止。 [8] 它是那个时代的人观测到的第二颗超新星（继第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之后）。
由于望远镜的发展，发现超新星的领域已近扩大到其他的星系。在1885年观察到仙女座星系的超新星仙女座S。美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基和弗里茨·兹威基在1941年开启了现代的超新星分类计划。在1960年代，天文学家发现超新星爆炸的最大强度可以作为天文距离的标准烛光，因而测量出天体的距离。最近，观测到一些最遥远的超新星比预期的黯淡，这个现象支持了宇宙加速膨胀的观点。 [9] 为重建没有书面纪录的超新星观测，开发了新技术，从超新星仙后座A的日期，侦测到来自星云的回光事件。 [10] 从温度的测量和来自钛-44的γ射线衰变，估计出超新星遗迹RX J0852.0-4622的年龄。在2009年，从南极冰沉积物的硝酸含量的匹配，发现过去超新星事件的时间。 [11]
185年12月7日，东汉中平二年乙丑，中国天文学家观测到超新星185，这是人类历史上发现的第一颗超新星。 [12] 该超新星在夜空中照耀了八个月。《后汉书·天文志》载：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。
1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆发，它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星，据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测：“在1006年的春天，人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。” [13] 在中国宋朝，这颗超新星由司天监周克明等人发现，因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为：“景德三年四月戊寅，周伯星见，出氐南，骑官西一度，状如半月，有芒角，煌煌然可以鉴物，历库楼东。八月，随天轮入浊。十一月复见在氐。自是，常以十一月辰见东方，八月西南入浊。”
1054年7月4日：产生蟹状星云的一次超新星爆发，这次客星的出现被中国宋朝的天文学家详细记录，《续资治通鉴长编》卷一七六中载：“至和元年五月己酉，客星晨出天关之东南可数寸（嘉祐元年三月乃没）。”日本、美洲原住民也有观测的记录。
1572年11月初（可能在2日到6日之间）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆发，丹麦天文学家第谷有观测的记录，并因此出版了《De Nova Stella》一书，是新星的拉丁名nova的来源。据估计这颗超新星的绝对星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高时的视亮度有-4等，可以与金星相比。
1604年10月9日：蛇夫座的超新星（开普勒超新星），德国天文学家开普勒有详细观测的记录，这是迄今为止银河系里最后一颗被发现的超新星，视星等为-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反驳当时亚里士多德学派所谓上天永远不变的理论。
1885年8月19日：位于仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德（Issac Ward）在贝尔法斯特发现，这是人类首次发现河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。
1987年2月24日：位于大麦哲伦星云的超新星1987A在爆发后的数小时内就被发现，是现代超新星理论第一次可以与实际观测比较的机会。它距地球约为五万一千四百秒差距，最亮时视星等为3等。 [14]
2006年9月18日：距地球2.38亿光年的超新星SN 2006gy爆发（曾被假设是不稳定对超新星，但没有得到证实），是有史以来观测到的最强烈的超新星爆发。 [15]
SN:Supernova
1006表示的发现的年份
SN1006
SN1604（开普勒超新星）
SN1987A：表示1987年发现的第一颗超新星（位于大麦哲伦云内，距地16.8万光年）
SN1987A超新星爆发对粒子物理的影响
小柴昌俊教授对中微子物理实验研究和天体物理做出了杰出贡献。他所领导的日本神冈实验室的研究工作独立地证实了由 Ray Davis Jr首先发现的太阳电子中微子与理论预言的差值，并在1987年第一次截获由超新星（SN1987A）爆炸所释放的中微子，打开了天体物理中极为重要的中微子窗口。
雷蒙德·戴维斯(Raymond Davis Jr., 1914-)和小柴昌俊(Masatoshi Koshiba, 1926-)因在宇宙中微子探测方面所作的贡献，里卡尔多·贾科尼(Riccardo Giacconi, 1931-)因发现宇宙X射线源，共同分享了2002年度诺贝尔物理学奖。
2002年诺贝尔物理学奖表彰的就是这一领域的两项重大成果。瑞典皇家科学院8日将2002年诺贝尔物理学奖授予美国科学家雷蒙德·戴维斯、日本科学家小柴昌俊和美国科学家里卡尔多·贾科尼，称他们“在天体物理学领域做出的先驱性贡献”打开了人类观测宇宙的两个新“窗口”。
瑞典皇家科学院8日宣布，将2002年诺贝尔物理学奖授予美国科学家雷蒙德·戴维斯、日本科学家小柴昌俊和美国科学家里卡尔多·贾科尼，以表彰他们在天体物理学领域做出的先驱性贡献。
瑞典皇家科学院称赞这3名科学家为人类观测宇宙开启了两扇新的“窗户”，从而改变了人类认识宇宙的方式。他们的重要发现使人类可以借助中微子和Ｘ射线这些宇宙中极其微小的物质，提高对太阳、恒星、星系和超新星等宇宙中巨大天体的认识。
瑞典皇家科学院发表的新闻公报说，1945年诺贝尔物理学奖获得者著名物理学家沃尔夫冈·泡利，早在上世纪30年代便预测了神秘的中微子的存在。在太阳和其它恒星内部发生核聚变时产生的中微子几乎不与其他物质发生作用，因此尽管每秒钟有数万亿个中微子穿过我们的身体，我们仍然很难发现它们的踪影。
最终能够捕捉到中微子应当归功于雷蒙德·戴维斯和小柴昌俊。前者发明了一种全新的探测器，其主体是一个注满615吨四氯乙烯的巨桶。该探测器埋藏在美国的一个矿井中。戴维斯利用这个探测器，在长达30年的时间里成功捕捉到了约2000个来自于太阳的中微子。小柴领导的一个研究小组通过另一个巨大的探测器证实了戴维斯的成果。戴维斯和小柴还在1987年成功捕捉到了一个遥远的超新星爆炸后释放出的中微子。由于他们两人的发现，科学研究领域出现了一个新的学科——中微子天文学。
瑞典皇家科学院的新闻公报在介绍贾科尼的贡献时说，太阳和其他所有恒星都以不同的波长发射出可见的和不可见的电磁波，包括Ｘ射线。为探测进入地球大气层的宇宙Ｘ射线，贾科尼发明了一种可以置放在空中的探测器，从而第一次探测到了太阳系以外的Ｘ射线源，第一次证实宇宙中存在着隐蔽的Ｘ射线背景辐射，发现了可能来自黑洞的Ｘ射线。他还建造了第一台Ｘ射线天文望远镜，为我们观察宇宙提供了新的手段。贾科尼的这些贡献为创立Ｘ射线天文学奠定了基础。
今年的每项诺贝尔奖奖金额均为1000万瑞典克朗（约合107万美元），戴维斯和小柴昌俊将得到其中的一半，另一半则为贾科尼获得。
SN1987A超新星爆发带来的疑惑
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元素合成
铁元素的比结合能最大，意味者铁最不容易被拆散，铁元素最稳定，因此聚变只能到铁就结束了
铁之后的元素是通过中子俘获得到的
R-过程发生在超新星爆炸
中子俘获是一种原子核与一个或者多个中子撞击，形成重核的核反应。由于中子不带电荷，它们能够比带一个正电荷的质子更加容易地进入原子核。
在宇宙形成过程中，中子俘获在一些质量数较大元素的核合成过程中起到了重要的作用。中子俘获在恒星里以快（R-过程）、慢（S-过程）两种形式发生。质量数大于56的核素不能够通过热核反应（即核聚变）产生，但是可以通过中子俘获产生。
第十九期 宇宙中的致密天体
白矮星
白矮星（White Dwarf，也称为简并矮星）是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。表面温度8000K，发出白光，可有几十亿年寿命。
白矮星（White Dwarf，也称为简并矮星）是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。白矮星是演化到末期的恒星，主要由碳构成，外部覆盖一层氢气与氦气。白矮星在亿万年的时间里逐渐冷却、变暗，它体积小，亮度低，但密度高，质量大。1982年出版的白矮星星表表明，银河系当时中已被发现的白矮星有488颗，它们都是离太阳不远的近距天体。随着观测天文学在最近几十年迅速的发展，尤其是大型巡天项目的实施，新发现的天体数目急剧增加，尤其是SDSS的光谱巡天和Gaia卫星的巡天已经发现了数十万的白矮星。
白矮星属于演化到晚年期的恒星，恒星在演化后期，抛射出大量的物质，经过大量的质量损失后，如果剩下的核的质量小于1.44个太阳质量，这颗恒星便演化成为白矮星。对白矮星的形成也有人认为，白矮星的前身是行星状星云（是宇宙中由高温气体、少量尘埃等组成的环状或圆盘状的物质），它的中心通常都有一个温度很高的恒星——中心星，它的核能源已经基本耗尽，整个星体开始慢慢冷却、晶化，直至最后“死亡”。
电子简并压与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。当白矮星质量进一步增大，电子简并压就有可能抵抗不住自身的引力收缩，白矮星还会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。对单星系统而言，由于没有热核反应来提供能量，白矮星在发出光热的同时，也以同样的速度冷却着。经过数千亿年的漫长岁月，年老的白矮星将渐渐停止辐射而死去。它的躯体变成一个比钻石还硬的巨大晶体——黑矮星。
而对于多星系统，白矮星的演化过程则有可能被改变（例如双星）。
泡利不相容原理（Pauli exclusion principle），又称泡利原理、不相容原理，是微观粒子运动的基本规律之一。它指出：在费米子组成的系统中，不能有两个或两个以上的粒子处于完全相同的状态。在原子中完全确定一个电子的状态需要四个量子数，所以泡利不相容原理在原子中就表现为：不能有两个或两个以上的电子具有完全相同的四个量子数，或者说在轨道量子数m，l，n确定的一个原子轨道上最多可容纳两个电子，而这两个电子的自旋方向必须相反。这成为电子在核外排布形成周期性从而解释元素周期表的准则之一。
最早被发现的白矮星
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波江座 40A是橘红色的主序星，光谱类型是K1的矮星，它的两颗伴星，波江座 40B和波江座 40C分别是9等的白矮星 (光谱类型为DA4) 和11等的红矮星，还是闪光星(光谱类型为M4.5e) ，所以还被标示为变星波江座 DY。依据推测，波江座 40B原本是主序星，并且是系统之中质量最大的一颗，但在成为白矮星之前喷发出了大部份的质量。B和C互相环绕着，与A的距离大约是400天文单位。这两颗星的轨道半长轴大约是35天文单位 (大约就是这两颗星之间的距离)，轨道的形状是椭圆形 (离心率大概是0.410)。 对应至中国的星官为毕宿的九州殊口增十一，但伊世同认为是九州殊口增七。
天狼星（Sirius），即大犬座 α 星A（α Canis Majoris A），位于大犬座。天狼星的视星等为-1.46等，是除太阳外全天最亮的恒星，但是暗于金星与木星，绝大多数时间亮于火星。天狼星是一颗蓝白色的主序星，有一颗白矮星伴星，系统质心距离地球约为 8.6 光年。其中天狼星B，即那颗白矮星伴星，是人类最早观测到的白矮星，也是质量最大的白矮星之一。
1717年，埃德蒙多·哈雷（Edmond Halley）在比较了当代天体测量与克罗狄斯·托勒密《年鉴》中公元二世纪的测量结果后，发现了恒星的自身运动，即恒星自行。哈雷注意到，明亮的恒星毕宿五、大角星和天狼星已经显著地移动；天狼星已经向西南方向移动了大约30角分（大约是一个月亮的直径）。 [4]
1844 年，德国天文学家贝塞尔根据它的移动路径出现的波浪图形推断天狼星是一颗双星，因为该星在附近空间中沿一条呈波形的轨迹运动， 从而得出它有一颗伴星和绕转周期约为 50 年的结论。这颗伴星于 1862 年被美国天文学家 A ·克拉克（A. Clark）用他自制的折射天文望远镜最先看到。 [5]
1868年，天狼星成为第一颗被测量速度的恒星，这是研究天体径向速度的开端。威廉·哈金斯爵士检查了这颗恒星的光谱并观察到了红移。他得出的结论是，天狼星正以大约40公里/秒的速度远离太阳系，而现代的测量结果为-5.5公里/秒（负号“−”表示它正在接近太阳）。这是一个极度不准确的数据，有可能是哈金斯没有考虑地球的轨道速度，这将导致高达30公里/秒的误差。
自1894年以来，在天狼星系统中观察到了一些明显的轨道不规则现象，这表明有第三颗非常小的伴星，但这一点从未得到证实。对数据的最佳拟合表明，围绕天狼星a的轨道为6年，质量为0.06m☉。这颗恒星将比白矮星天狼星B暗5到10个量级，这将使观测变得困难。2008年发表的观测结果既不能探测到第三颗恒星，也不能探测到行星。20世纪20年代观测到的一颗明显的“第三颗星”现在被认为是背景物体。
- 天狼星 A
天狼星 A 是一颗蓝矮星，半径约为 1.711 R⊙。光学干涉仪量度出此星的半径，估计角直径为 5.936 ± 0.016 mas。它的自转速度约为 16 km/s，因此并没有有效地把星体压扁成椭圆形。织女星则以更高速的 274 km/s 自转，使其成为扁球体。
天体模型指出天狼星 A 形成于一次分子云坍塌的时候，到了 10^7 年之后，其能源的生成已经完全由核聚变提供。其核心成为了对流层，并利用 C-N-O 循环制造能量。人们预测，天狼星 A 会在其形成之后 1.76 × 10^9 年之内用尽储存在核心的氢。此时它会经历红巨星阶段，届时天狼星 A 的光度将大增。然后它将温和下来，成为一颗白矮星。
天狼星 A 的光谱有着很深的金属线，显示出一些重于氦的元素的增强（如铁），因此也被归为 Am 星。相比于太阳，天狼星 A 大气层里相对于氢含量的铁含量为 Fe/H = 0.5，也等于 100.5，意思是说它大气层中的铁的含量是太阳的 316%。因为不太可能整颗恒星都富有金属元素，因而这些金属元素都可能是悬浮在位于表面的一层薄对流层上。 [8]
- 天狼星 B
天狼星 B 的质量大于太阳的质量，并且是已知最大质量的白矮星之一。它差不多有 1.1 M⊙。然而这么多物质却被压缩成约为地球的大小。其表面温度为 25000 ± 200 K。但是，由于在内部已经没有能量的生成，剩余的热量会以辐射的形态放射出外太空，天狼星 B 终究会渐渐冷却，这需时要多于 2 × 10^8 年。
一颗恒星要经过主序星和红巨星阶段才会成为白矮星。约为 1.2 × 10^8 年前，天狼星 B 可能是一颗光度更高的蓝矮星，光谱在 B4-B5 之间，质量约为 5M⊙。天狼星 B 成为红巨星的时候，可能增加了其伴星天狼星 A 的金属量。
天狼星 B 最初由碳及氧元素组成，这两种元素是形成天狼星 B 的已死亡恒星里的氦核聚变产生的。这些元素被更轻的元素覆盖，并根据质量来分层，因为天狼星 B 有着高表面重力。因此，天狼星 B 的外层大气层几乎为纯氢，宇宙中最轻的元素，光谱中也找不到任何其它元素。 [9]
中子星
白矮星和核心，处于电子简并态，维持着平衡；
超过钱德拉塞卡极限，电子简并态被打破，成为中子星。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar，1910年10月19日——1995年8月21日），男，印度裔美国籍物理学家和天体物理学家。钱德拉塞卡在1983年因在星体结构和进化的研究而与另一位美国天体物理学家威廉·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。钱德拉塞卡从1937年开始在芝加哥大学任职，直到1995年去世为止。他在1953年成为美国的公民。
苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡，1930年毕业于印度马德拉斯大学，1933年获得英国剑桥大学三一学院博士学位。1930～1934年在英国剑桥大学三一学院学习理论物理。1933～1937年在该校任教。1937年1月返回芝加哥大学，成为天文学家鄂图·斯特鲁维（Otto Struve）博士与罗伯·胡钦斯的助理教授。他后来都没有离开过芝加哥大学，并在1952年成为天体物理学教授，并且在1985年退休。
钱德拉塞卡拉·文卡塔·拉曼_百度百科 (baidu.com)
钱德拉塞卡拉·拉曼爵士，FRS（英语：Sir Chandrasekhara Raman， 1888年11月7日－1970年11月21日），印度物理学家，1930年诺贝尔物理学奖获得者。
C.V.拉曼是苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡的叔叔，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡因他发现的钱德拉塞卡极限，后来获得公元1983年的诺贝尔物理奖，他1931年以后的工作主要是必须核反应的恒星演化方面。
钱德拉塞卡极限（Chandrasekhar limit ）指白矮星的最高质量，约为3×1030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。计算的结果会依据原子核的结构和温度而有些差异。
亚瑟·斯坦利·爱丁顿（Arthur Stanley Eddington，1882年12月28日—1944年11月22日），英国天文学家、物理学家、数学家，，第一位用英语宣讲相对论的科学家，自然界密实物体的发光强度极限被命名为“爱丁顿极限”。1919年写了“重力的相对理论报导”，第一次向英语世界介绍了爱因斯坦的广义相对论理论。著作有《恒星和原子》、《恒星内部结构》、《基本理论》、《科学和未知世界》、《膨胀着的宇宙：天文学的重要数据》、《质子和电子的相对论》、《物理世界的性质》、《科学的新道路》等等。
指在球对称前提下天体的辐射压力不超过引力时的光度上限值。
1891年查德威克出生在英国柴郡，曼彻斯特维多利亚大学（现曼彻斯特大学）毕业。毕业后，专攻放射性现象的研究。后到剑桥大学，在卢瑟福教授的指导下，取得许多成绩。
查德威克解决了理论物理学家在原子研究中遇到的难题，完成了原子物理研究上的一项突破性进展。后来，意大利物理学家费米用中子作“炮弹”轰击铀原子核，发现了核裂变和裂变中的链式反应，开创了人类利用原子能的新时代。查德威克因发现中子的杰出贡献，获得1935年诺贝尔物理学奖。
早在1937年的时候，作为苏联理论物理的年青领袖，朗道觉得斯大林的大清洗正逐渐逼近，公众的注意或许能够让他得到保护。朗道亟需一个能在东西方科学界都掀起波澜的想法，他最后的选择，就是中子星(朗道称之为中子核，是在恒星内部的中子星，为恒星提供能源)。朗道把稿件直接寄给了玻尔，希望能够得到他的推荐让自己的文章在《自然》（当时已经是最权威的自然综合性的杂志）上发表。因为当时严格的审查，朗道只能用点春秋之笔，玻尔也是个绝顶聪明的人，当天就回了信。当时苏联《消息报》的编辑们也许良知未泯，他们连同玻尔的回信一起发表，并盛赞了朗道的成果，“……尼尔斯·玻尔对这位苏联科学家的工作给以极高的评价，说‘朗道的新思想是很杰出而大有希望的’。”
贝尔：第一个发现了脉冲星，世界却欠她一个诺贝尔奖 - 知乎 (zhihu.com)
1974年的诺贝尔物理奖被称为“TheNoBellNobe”（没有贝尔的诺贝尔奖），这一年她的导师安东尼·休伊什教授领取了诺贝尔奖，而贝尔根本就没有被提起。
脉冲星（有10^7—10^14T强磁场的快速自转中子星）_百度百科 (baidu.com)
脉冲星（Pulsar），就是旋转的中子星，因不断地发出电磁脉冲信号而得名。脉冲星是在1967年首次被发现的。当时，还是一名女研究生的贝尔，发现狐狸星座有一颗星会发出一种周期性的电波。经过仔细分析，科学家认为这是一种未知的天体。因为这种星体不断地发出电磁脉冲信号，就把它命名为脉冲星。
2021年5月20日，国家天文台研究团队利用中国天眼FAST望远镜在观测中取得的重要进展，正式发布了201颗新脉冲星的发现。 [6]
2021年12月20日，2021年度FAST运行和发展中心年终总结会在贵州省平塘县中国天眼(FAST)观测基地举行。FAST已发现509颗脉冲星，是世界上所有其他望远镜发现脉冲星总数的4倍以上。
脉冲星（Pulsar），又称波霎，是中子星的一种，能够周期性发射脉冲信号，直径大多为10千米左右，自转极快。 [1]
人们最早认为恒星是永远不变的。而大多数恒星的变化过程是如此的漫长，人们也根本觉察不到。然而，并不是所有的恒星都那么平静。后来人们发现，有些恒星也很“调皮”，变化多端。于是，就给那些喜欢变化的恒星起了个专门的名字，叫“变星”。
脉冲星发射的射电脉冲的周期性非常有规律。一开始，人们对此很困惑，甚至曾想到这可能是外星人在向我们发电报联系。据说，第一颗脉冲星就曾被叫做“小绿人一号”。
经过几位天文学家一年的努力，终于证实，脉冲星就是正在快速自转的中子星。而且，正是由于它的快速自转而发出射电脉冲。
正如地球有磁场一样，恒星也有磁场；也正如地球在自转一样，恒星也都在自转着；还跟地球一样，恒星的磁场方向不一定跟自转轴在同一直线上。这样，每当恒星自转一周，它的磁场就会在空间划一个圆，而且可能扫过地球一次。那么岂不是所有恒星都能发脉冲了？其实不然，要发出像脉冲星那样的射电信号，需要很强的磁场。而只有体积越小、质量越大的恒星，它的磁场才越强。而中子星正是这样高密度的恒星。
另一方面，当恒星体积越小、质量越大，它的自转周期就越短。我们很熟悉的地球自转一周要二十四小时。而脉冲星的自转周期竟然小到0.0014秒！要达到这个速度，连白矮星都不行。这同样说明，只有高速旋转的中子星，才可能扮演脉冲星的角色
星震被看作是中子星外壳的撕裂现象，与地球上发生的地震颇为相似。宇宙中存在着一种称做“磁星”的新星，其密度极大，而且坚硬的外壳包裹着一个奇异的液体核。更重要的是，这颗磁星具有强大的磁场，而磁场的运动又将磁星表面加热，直到达到极大压力，磁星破裂,而这,就是星震，其次,它还会引发伽马射线袭击宇宙。
绚烂的超新星爆发背后，可能是一颗“消化不良”的中子星 - 知乎 (zhihu.com)
超新星的死亡有何奥秘，中子星为何会一直存在，都与大爆炸有关_腾讯新闻 (qq.com)
在过去的几年里，天文学家发现一些高质量的恒星没有爆炸成超新星，但它们突然消失了。结果表明，一些高质量的恒星不会以超新星的形式结束生命，他们的核心收缩会直接收缩成黑洞，大部分物质落下后不会反弹，而是会直接吸入黑洞。这种事件被称为失败的超新星。同时超新星在死亡后其中心的的中子星不会消失。
黑洞
中子星的中子简并态被打破之后，恒星继续坍缩，成为一个点——黑洞
钱德拉塞卡极限和奥本海默极限为什么是白矮星和中子星的生死线？ - 知乎 (zhihu.com)
这两种至密天体都是由量子简并压支撑着自身巨大的引力压而存在的。
奥本海默极限是稳定中子星的质量上限。1936年﹐奥本海默等证明存在一个临界质量，一颗热核能源耗尽的星体﹐如果质量大于这个临界质量﹐就不可能成为稳定的中子星，它要么经过无限坍缩形成黑洞﹐要么形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星，这个临界质量被称为奥本海默极限。
奥本海默，J.R.（J. Robert Oppenheimer）(1904～1967)美国理论物理学家和科学组织家，美国研制第一批原子弹的“曼哈顿计划”的主要技术负责人。
稳定中子星的质量上限。
1936年﹐奥本海默等首先讨论了由简并中子态物质构成的致密星体﹐即中子星的平衡和稳定性。这种星体的性质﹐主要由自引力和简并中子压力二者之间的平衡决定。利用广义相对论的无转动球对称星体结构方程﹐并用理想费密气体方程作为中子物质的物态方程﹐奥本海默等证明﹐存在一个临界质量M ≒0.75M ﹐M 表示太阳质量。当星体的质量小于M 时﹐存在稳定的平衡解﹔反之﹐没有稳定的平衡解。中子星的质量上限M 就是奥本海默极限。如果采用更接近实际的中子物态方程。奥本海默极限的数值将不同于原来的数值。由于有关密度大于 10克/厘米时的物态方程还不确定﹐中子星的质量上限也不确定﹐一般可取为2M 。
奥本海默极限（TOV极限，也叫奥本海默-沃尔科夫极限）即是中子星的质量上限，类似于白矮星质量上限的钱德拉塞卡极限。如上节所述，奥本海默和沃尔科夫得到的中子星质量上限约为0.7倍太阳质量，这在今天看来应该是错误的，当今的结果在1.5至3倍太阳质量之间。对于质量小于此极限的中子星，支持星体的内部压力来自中子与中子之间的强相互作用以及中子本身的量子简并压力；而对于质量大于此极限的中子星会在自身引力的作用下崩溃，从而坍缩为一个黑洞，理论上在其他途径的内部压力支持下还可能成为其他形式的星体（例如在夸克简并压力的支持下坍缩为夸克星）。但由于对这些理论上的夸克简并物质了解相对中子简并物质更少，一般天体物理学家相信，除非有实际观测的反例证实，中子星在超过这一极限时都会直接坍缩为黑洞。
一颗热核能源耗尽的星体﹐如果质量大于奥本海默极限﹐不可能成为稳定的中子星。它的一种可能归宿是经过无限坍缩形成黑洞﹐另一种归宿是形成介于中子星与黑洞之间的其他类型的致密星。
第二十期 类星体
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类星体，天文学名词，是类似恒星天体的简称，又称为似星体、魁霎或类星射电源，与脉冲星、微波背景辐射和星际有机分子一道并称为20世纪60年代天文学“四大发现”。长期以来，它总是让天文学家感到困惑不解。
类星体是人类观测到的非常遥远的天体，高红移的类星体距离地球可达到100亿光年以上。类星体是一种在极其遥远距离外观测到的高光度天体，80%以上的类星体是射电宁静的。类星体比星系小很多，但是释放的能量却是星系的千倍以上，类星体的超常亮度使其光能在100亿光年以外的距离处被观测到。
据推测，在100亿年前，类星体数量更多。类星体是一类离地球最远、能量最高的活动星系核。类星体与脉冲星、微波背景辐射和星际有机分子一度被称为20世纪60年代天文学“四大发现”。
类星体的特点
类星体的显著特点是具有很大的红移，表示它正以飞快的速度在向地球远离。类星体离地球很远，大约在100亿光年以外，可能是目前所发现最遥远的天体，天文学家能看到类星体，是因为它们以光、无线电波或x射线的形式发射出巨大的能量。
① 类星体在照相底片上具有类似恒星的像，这意味着它们的角直径小于1″。极少数类星体有微弱的星云状包层，如3C48。还有些类星体有喷流状结构。
② 类星体光谱中有许多强而宽的发射线，包括容许谱线和禁线。最经常出现的是氢、氧、碳、镁等元素的谱线，氦线非常弱或者不出现，这只能用氦的低丰度来解释。普遍认为，类星体的发射线产生于一个气体包层，产生的过程与一般的气体星云类似。类星体的发射线很宽，说明气体包层中一定存在猛烈的湍流运动。有些类星体的光谱中有很锐的吸收线，说明产生吸收线的区域里湍流运动的速度很小。
③ 类星体发出很强的紫外辐射，因此，颜色显得很蓝。光学波段连续光谱的能量分布呈幂律谱形式，为辐射强度，v为频率，α为谱指数，常大于零。光学辐射是偏振的，具有非热辐射性质（见热辐射和非热辐射）。另外，类星体的红外辐射也非常强。
④ 类星射电源发出强烈的非热射电辐射。射电结构多数呈双源型，少数呈复杂结构，还有少数是致密的单源，角直径小于0″.001，至今都未能分辨开。致密源的位置通常都与光学源重合。射电辐射的频谱指数α平均为0.75。一般，α>0.4的称陡谱；α<0.4的称平谱。陡谱射电源多数是双源；平谱射电源多数是致密单源，它们的厘米波段辐射特别强。
⑤类星体一般都有光变，时标为几年。少数类星体光变很剧烈，时标为几个月或几天。从光变时标可以估计出类星体发出光学辐射的区域的大小（几光日至几光年）。类星射电源的射电辐射也经常变化。观测还发现有几个双源型类星射电源的两子源，以极高的速度向外分离。光学辐射和射电辐射的变化没有周期性。
⑥ 类星体的发射线都有很大红移。迄今为止，观测到的最大红移为3.53（OQ 172）。对于有吸收线的类星体来说，吸收线红移z吸一般小于发射线红移z发。有些类星体有好几组吸收线，分别对应于不同的红移，称为多重红移。例如，类星体PHL 957的发射线红移为2.69，吸收线红移有五组：2.67、2.55、2.54、2.31、2.23。
⑦ 观测表明，有些类星体还发出X射线辐射。
射电天文学是天文学的一个分支，通过电磁波频谱以无线电频率研究天体。
射电天文学以无线电接收技术为观测手段，观测的对象遍及所有天体：从近处的太阳系天体到银河系中的各种对象，直到极其遥远的银河系以外的目标。射电天文波段的无线电技术，到二十世纪四十年代才真正开始发展。对于历史悠久的天文学而言，射电天文使用的是一种崭新的手段，为天文学开拓了新的园地。
射电源表，是记载射电源的名称﹑位置﹑强度等数据的表册。 射电望远镜 与 光学望远镜 不同﹐接收的是来自天体一个狭窄频带的射电。
类星体的红移
[3C 48_百度百科 (baidu.com)](https://baike.baidu.com/item/3C 48/546853)
3C48是许多类星体之中第一颗被发现的。
3C 48是剑桥大学电波星表第三版中的第一个源，它是由Allan Sandage和[Thomas Matthews](https://baike.baidu.com/item/Thomas Matthews)于1960年通过干涉仪发现的。
3C 48，剑桥大学第三射电星表第48号射电源。它的发现有一段有趣的故事。
第二次世界大战后,随着雷达技术的不断发展,射电天文学也获得很快的发展.英国剑桥大学为所发现的射电源编号,1950年编制的射电源表叫做IC,1956年编的表称3C.其中3C 48和 3C 273是两颗非常奇怪的射电源.1960年，美国天文学家艾伦·桑德奇用一台5米口径的光学望远镜找到了剑桥射电源第三星表上第48号天体（3C 48）的光学对应体。他注意到3C 48是一个与众不同的恒星状天体,它的亮度很低(7.6星等),是一颗蓝星。它的光谱与一般的天体很不一样,因为在3C 48的光谱中，在一个奇怪的位置上有一些又宽又亮的发射线，说不清它究竟是星云、星系、超新星遗迹，还是什么别的东西，很难解释。
3C 48的光谱很让科学家困惑：因为它的谱线好像不是我们已知的元素，元素本来应该的位置上没有相对应的谱线。科学家都很重视，以期能够发现新的未知的元素。很快3C 273的光谱分析也如同3C 48一样，后来科学家经过仔细的研究和证认，原来都是我们地球上的已知的元素，只不过有了很大的红移。也就是说向红端移动了。换句话说，这个星体就是在离我们远去。3C 48的红移达到15%，也就是以每秒10万公里离我们远去。
由于当时发现的光谱科学家说不明白3C 48是超新星、或者是星系爆炸、还是其它什么天体，就给它起了一个模模糊糊的名字:类星体。
每秒10万公里!巨大的能量如何而来?如果它的速度达到每秒30万公里，那我们就不是看不见了吗?难道还存在一个我们所不知道的时空?或者说当它达到光速时，就是宇宙的尽头?还是多普勒效应并不适合于这么遥远的星系?
3C 48为人类揭开了一个神秘的世界结构，那是一个广袤的、充满新元素的时空。3
[3C 273_百度百科 (baidu.com)](https://baike.baidu.com/item/3C 273/10966933)
3C 273是位于室女座的一个类星体。它在可见光波段上是最明亮的一个类星体，在天空中的视星等大约是12.9等，是最靠近地球的类星体之一，红移z只有0.158。它的光度距离，DL = 24.4亿光年（749 Mpc）是经由z值换算的。它也是最明亮的类星体之一，绝对星等为-26.3等。通过对它宽发射线的反响映射 reverberation mapping测量，它的质量是太阳质量的8.86 ± 1.87亿倍。
3C 273名称的由来是剑桥大学在1959年出版的电波源目录（依照赤经排序的3C星表））中的第273个天体。帕克斯电波天文台的西里尔哈泽德使用月掩星精确的测量位置之后，这个电波源很快的与光学对应体结合在一起，一个无法解释的“恒星体”。马丁·施密特和Bev Oke在1963年于《自然》期刊上双双发表了3C 273有实质上的红移，它的距离有数十亿光年远。
天文学家在发现3C 273之前，已经有一些电波源有光学对应体，第一个是[3C 48](https://baike.baidu.com/item/3C 48)。许多活跃星系都被误认为变星，包括著名的蝎虎座BL型天体，后发座W和猎犬座AU。然而天文学家还是不知道这是种什么样的天体，因为它们的光谱和任何已知的恒星都不一样。3C 273是第一个被确认的类星体—在宇宙学的距离上极端明亮的天体。
3C 273是一个电波噪的类星体，也是在1970年就发现的第一个河外星系X-射线源。然而，X-射线放射过程的认定依然是有争议的。3C 273在所有的波长，从无线电波到γ射线的光度都在变化，而时间从几天到数十年都有。从大尺度的喷流发射出的电波、红外线和可见光都有一致方向性的极化被观察到；因此这些辐射在本质上几乎就是来自自然界的同步加速器，由在喷流中以相对论性的速度移动的电荷创造出来的辐射。 这样的喷流应该是由中心的黑洞和吸积盘的相互作用创造出来的。使用VLBI观察3C 273曾经揭露一些电波辐射区的自行，更进一步的建议喷流中存在着相对论性的物质。南半球和北半球在五月份都能看见3C 273，业余天文学使用大望远镜也可以看得见。
红移
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全波段辐射
有的类星体在整个波段辐射都非常强
活动星系核
活动星系，又称激扰星系，有猛烈活动现象或剧烈物理过程的星系，包括塞弗特星系、类星体、射电星系、蝎虎天体、星爆星系等。
大部分活动星系都位于极遥远距离的事实表明它们是宇宙中的年轻天体，因为它们的光要经过数百万年乃至数十亿年才能到达地球。这使天文学家们认为可能所有星系都经历过这种活动阶段。
活跃星系核（active galactic nucleus，缩写为AGN）是河外天体中的一类中央核区活动性很强的系外星系的核心，可以定义为：其主要特征为核活动，是产生于恒星中热核反应以外的另一种能源，并在某些现象中有着相当的影响。这个定义是非定量的，正常星系的核也有活动性，因此活动星系核的下边界可以延伸到某些正常星系，例如我们的银心。活动星系核寄居的星系称之为活动星系，在活动性最强的类星体中本底星系作用极小，往往只言核，按习惯，对活动性较差的活动星系，我们也统称为活动星系核。一般不严格区分活动星系和活动星系核。
活动星系核在一个星系中央区有比普通的星系的强烈很多的光度，至少部分波段或甚至可能全部波段里都发出很强的电磁波谱。被观察到的发射覆盖从无线电波，微波，红外线，可见光，紫外线，X射线，到伽马射线。光度大约在1036-1041 J/s之间。容纳活动星系核的宿主星系为活动星系。活动星系核是这些星系明亮的核心部分，尺度通常在1光年上下，只占整个活动星系的很小一部分。活动星系核是在宇宙中的电磁辐射的最明亮的持久性的来源，并且因此可以被用作发现远方天体的方法；其演化的宇宙时间函数也设置了宇宙模型的制约条件。另外，亦有研究显示活动星系核的能量可能源自星系碰撞
黑洞-吸积盘模型是得到广泛承认的活动星系核标准模型。在这个模型中，活动星系核的“中央引擎”是一个超大质量黑洞。在引力的作用下，黑洞周围的气体朝黑洞下落。由于具有角动量，物质形成了一个围绕黑洞的吸积盘。吸积盘中具有耗散作用，气体会被加热到很高的温度，同时不断损失角动量，逐渐下落到黑洞中央，与此同时释放出巨大的引力能，以电磁波的形式辐射出来，其中主要是非热辐射。当黑洞的吸积率很高，远远超过星系的其他部分时，就表现为活动星系核。随着黑洞周围的物质逐渐耗尽，核心的光度减小，活动星系演化为正常的星系。吸积盘两端沿法线方向形成高速喷流，这一过程中，磁场扮演了很重要的角色。当喷流的方向与观测者视线方向夹角很小时，还会观测到视超光速现象。
相对论性喷流. 一般认为相对论性喷流的直接成因是中心星体 吸积盘 表面的 磁场 沿着星体自转轴的方向扭曲并向外发射，因而当条件允许时在吸积盘的两个表面都会形成向外发射的喷流。. 如果喷流的方向恰巧和星体与地球的连线一致，由于是 相对论性粒子 束，喷流的亮度会因而发生改变。. 在科学界相对论性喷流的形成机制和物理成分仍然是个有争议的话题，不过一般认为喷流是电中性的，其由 电子 、 正电子 和 质子 按一定比例组成。. 一般还认为相对论性喷流的形成是解释 伽玛射线暴 成因的关键。. 这些喷流具有的 洛伦兹因子 可达大约100，是已知的速度最快的天体之一。. 类似的较小尺寸的相对论性喷流可由 中子星 或 恒星质量黑洞 的吸积盘而产生，这类系统经常被称作微类星体。
第二十一期 黑洞
18世纪，米歇尔和拉普拉斯等人就开始了对黑洞的讨论
史瓦西黑洞
爱因斯坦的广义相对论发表之后，史瓦西计算出了施瓦西解
卡尔·史瓦西，又译为卡尔·史瓦兹旭尔得（Karl Schwarzschild，1873年10月9日至1916年5月11日），出生于德国法兰克福，德国物理学家、天文学家，天文学家马丁·史瓦西的父亲。
白矮星->中子星：钱德拉塞卡极限：1.4倍的太阳质量
中子星->黑洞：奥本海默极限：静态中子星是2.2倍的太阳质量；旋转中子星是2.9倍的太阳质量
史瓦西黑洞：中心奇点，密度无限大；史瓦西半径处的曲面叫做事件视界；
事件视界（英语：event horizon），是一种时空的曲隔界线。视界中任何的事件皆无法对视界外的观察者产生影响。在黑洞周围的便是事件视界。在非常巨大的引力影响下，黑洞附近的逃逸速度大于光速，使得任何光线皆不可能从事件视界内部逃脱。根据广义相对论，在远离视界的外部观察者眼中，任何从视界外部接近视界的物件，将须要用无限长的时间到达视界面，其影响会经历无止境逐渐增强的红移；但该物件本身却不会感到任何异常，并会在有限时间之内穿过视界。
黑洞内部的时空坐标是互换的，从表面延伸到奇点是一个时间坐标轴，只要进入到事件视界中，一定按照时间坐标，朝向奇点方向。因此，事件视界以内的等半径曲面是一个等时面，奇点是时间的终点。奇点与事件视界之间的区域是真空。
史瓦西黑洞的事件视界也称为无限红移面。
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宇宙学红移：
引力时间膨胀是指在宇宙有不同势能的区域会导致时间以不同的速率度过的现象，引力导致的时空扭曲率越大，时间就过得越慢。爱因斯坦最初在自己的相对论中预测出这种现象，并其后由各种广义相对论实验中被证实。
其中一种证实方法就是把两个原子钟放在不同的高度（因此来自地球的引力效应会有差别），它们在一段时间后所测到的时间会有些许差别。其差别极小极小，甚至要用到纳秒来作单位。
引力时间膨胀首次由爱因斯坦于1907年提出，并是狭义相对论中参照对象的加速前进所导致的结果。在广义相对论中，它被视为是时空度规张量描述的在不同地点的原时的差。庞德-雷布卡实验首次直接证实了这种现象的存在。
克尔黑洞
这类黑洞的中心是一个奇环，有内、外两个视界。内视界为黑洞奇异性的界限，而外视界则为不可逃脱的界限。这就意味，一旦你落入外视界，你不会立即被黑洞的种种奇异性摧毁，但此时你将会不可避免地落入内视界。两界面仅在两极处相切。除去两视界外，克尔黑洞的最外围还有一个界限称为静止界限（简称静界）或无限红移面。静界产生于克尔黑洞的参考系拖拽效应，通俗地讲，就是克尔黑洞旋转时拖动着周围的时空一起转动。可以理解为在静界处时空的“旋转速度”等于光速，这就意味着静界内的飞船无论如何不能保持相对静止（物体移动的最大速度为光速）。静界并非克尔黑洞的真正界限，因为进入静界后仍然可以逃离。静界和视界之间的夹层称为能层。克尔黑洞可能与白洞连接，因此，进入克尔黑洞的物体只要不撞在奇环上就有可能从白洞出来。
在内视界内部，和史瓦西黑洞一样有一个奇异性质汇聚的地方，但是不像史瓦西黑洞那样是一个奇点，而是一个独特的奇异环，一个充满了量子效应奇异性质的面，安静地平躺在黑洞赤道面上。
由于克尔黑洞有能层，意思就是能够从中提取能量的一层。克尔黑洞的能量组成有两部分：质量对应的引力势能和转动对应的转动动能。我们所能提取的是转动能。
提取方法：派飞船进入能层，然后朝黑洞转动方向的反方向扔下一个重物，然后快速离去。这个过程会使黑洞转动的角动量降低，减少的部分转移到飞船上，另外，转动量也降低，这部分能量也转移到了飞船上，这就从黑洞中提取了能量。不过，黑洞也不吃亏，它虽然失去了转动能，但是得到了一大块物质。黑洞并不在乎转动能，它在乎的是视界的面积。黑洞进行的任何活动都保持视界面积只增加不减少，上述过程能够使视界面积增加，所以能够进行。
狄拉克之海简单说就是量子真空的零点能组成的负能量的粒子海。尽管这些粒子是不可观察的，但它们决不是虚幻的，如果用足够的能量就可以形成，哪里有物质，哪里就有狄拉克之海，想象观察到的宇宙就好像漂浮在其表面上。
罗杰·彭罗斯（Roger Penrose，1931年8月8日-），英国数学物理学家、牛津大学数学系名誉教授，他在数学物理方面的工作拥有高度评价，特别是对广义相对论与宇宙学方面的贡献。
罗杰·彭罗斯出生于英国埃塞克斯州的一个医生家庭，他的爸爸是著名的人类遗传学家莱昂内尔·彭罗斯。罗杰·彭罗斯毕业于伦敦大学的附属中学，而后本科毕业于英国伦敦大学学院（UCL）。 [1]
2020年10月6日，瑞典皇家科学院常任秘书戈兰·汉松宣布，将2020年诺贝尔物理学奖授予罗杰·彭罗斯，因为其发现黑洞的形成是对广义相对论的有力预测。
彭罗斯过程
1969年，英国物理学家罗杰·彭罗斯(Roger Penrose)提出，可以通过将一个物体丢入黑洞的能层(黑洞事件视界的外层)来泵出能量。
彭罗斯率先发现，黑洞的能层有一个奇怪的特性：落入其中的物体将在这个不寻常的空间区域中获得负能量。用通俗的比喻，大概可以理解成，当你被黑洞捕获时，你的“财产”包括你本身就不再属于自己了，而是属于黑洞；在落入债权人“黑洞”手里之前，你在客观层面保有自己的资产；等落到债权人手里之后，立刻就被盘剥一空，你自己也归人家所有，而你甚至还要为黑洞把你抓进来而付出的能量买单！所以你的资产(能量)就是负的。
既然如此，如果我们把类似二级火箭的东西投入黑洞，在接近能层的高度，让火箭点火分离。借助反冲力，火箭的上半部分扭转下坠之势，下半部分则加速落入黑洞。
落入黑洞的那部分，转为负的质量能；再考虑整体的能量守恒和动量关系，逃逸的那部分携带的能量大于它在二级助推时反冲作用获得的能量！相当于变相从黑洞中泵出了能量。但能量不会无中生有，逃逸出来的多了，说明黑洞的就少了。但是黑洞确实吞下了物质，质量不会减少，那黑洞损失了什么？角动量！
通过彭罗斯过程，不断从克尔黑洞中提取能量，克尔黑洞最终会变成史瓦西黑洞。
裸奇点是理论中没有视界包围住的引力奇点。在广义相对论中所描绘的黑洞是由奇点与包围住它的视界所构成，速度最快的光也无法逃脱到视界之外，因此理论上外界观察者无法直接观测到黑洞内部的现象。裸奇点则与之相反，光与其他粒子有机会逃离奇点至远方，而视界因此不存在；外界观察者有机会观察到发生在奇点附近剧烈扭曲时空的现象。
裸奇点的存在对于天文物理等领域来说有其重要性，其中之一是可能得以观察到星体坍缩成无限大密度的点的一些过程。另一方面，其存在与特性乃是对量子引力理论进行检验的良好机会。
宇宙监察假设由著名物理学家罗杰·彭罗斯于1969年提出。彭罗斯猜测，在一颗恒星的坍缩过程中如果产生一个奇点，就必然会有一个事件视界随之形成。
克尔纽曼黑洞
旋转带电黑洞称为克尔-纽曼黑洞，具有电荷的旋转黑洞非常象一个质子，但它必然比质子大，因为形成黑洞有一个质量下限，那就是奥本海默质量下限，大概是2到3个太阳质量。也就是说，在经典广义相对论中，不能把质子想象成为一个黑洞，因为两者在尺度上，是具有基本介绍天壤之别。但带有电荷的旋转黑洞是最普遍的，这就是克尔——纽曼黑洞。
黑洞无毛定理是1973年霍金、卡特尔（B. Carter）等人严格证明了“黑洞无毛定理”：“无论什么样的黑洞，其最终性质仅由几个物理量（质量、角动量、电荷）唯一确定”
即当黑洞形成之后，只剩下这三个不能变为电磁辐射的守恒量，其他一切信息（“毛发”）都丧失了，黑洞几乎没有形成它的物质所具有的任何复杂性质，对前身物质的形状或成分都没有记忆。其实这是一种消繁归简的命名原则！ 于是“黑洞”的术语发明家惠勒（J.A. Wheeler）戏称这特性为“黑洞无毛”。
霍金对黑洞的贡献
推广了奇点定理
彭罗斯证明了，在 大质量天体 塌缩成黑洞的过程中，必然存在一个点，所有的塌缩物质在这个点之后不再存在路径。
2020年诺贝尔物理学奖权威解读，你想知道的都在这里！_风闻 (guancha.cn)
2020 年诺贝尔物理学奖将一半颁给了
罗杰·彭罗斯 (Roger Penrose)
以表彰其给出的黑洞形成的证明，并成为广义相对论的有力证据。
另一半由
赖因哈德·根策尔 (Reinhard Genzel)
安德烈娅·盖兹 (Andrea Ghez)
共享，表彰他们在银河系中心发现超高质量高密度物质。
2020 年诺贝尔物理学奖将一半的奖金颁给了罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）其证明了黑洞的形成，这成为广义相对论的有力证据。
黑洞的概念其实早就有了，早在 18 世纪米歇尔还有拉普拉斯等人就讨论过，一个具有与地球同样密度，而直径为太阳 250 倍的明亮天体，它发射的光将被自身引力吸引而不能被我们看到。
出于这个朴素的想法，宇宙中最明亮的天体却很可能是看不见的。在前面的论述中，拉普拉斯还给出了黑洞的史瓦西半径公式。
虽然这个公式确实是对的，和今天用广义相对论推导得出来的一样，但是当时拉普拉斯是通过把光假设成粒子，用万有引力定律计算的，这个计算过程不太对。后来爱因斯坦发表了广义相对论，很快史瓦西就根据理论场方程给出了史瓦西解。
第一张黑洞照片
黑洞的史瓦西解在当时并没有引起多大重视，这个解说时空中间是一个奇点，密度无限大，这实在是超乎想象。但是现在第一张黑洞照片也已经被拍摄出来了，我们几乎确信黑洞就是真实存在的。黑洞长什么样呢？对于史瓦西黑洞，黑洞中间就是一个奇点，这个点密度无限大，在史瓦西半径处这个曲面就叫做事件视界，也就是说只要物质——包括光，进入到事件视界以内，就别想出来了。黑洞比较特殊，它内部的时空坐标是互换的，就是我们理解的半径从表面一直延伸到奇点，这是一个时间坐标，只要进入到黑洞内部，就必须往奇点方向掉，所以严格来说事件视界以内的等半径曲面是一个等时面，奇点处就是时间的终点。假如有一艘宇宙飞船它掉进黑洞的事件视界里了，那他无论向哪个方向加大动力，都只能让他更快地奔向奇点，直至相撞。
不过关于黑洞的形成，从这个抽象的概念提出以后就有人怀疑，说黑洞坍缩之后会不会不存在奇点呢？ 我们计算出来的奇点可能是理想中的情况，在一个高度对称的情况下的结果，广义相对论的场方程因为十分难解，所以人们确实会先考虑一些对称的情况。但是真实情况，恒星坍缩很有可能不是高度对称的，恒星可能是奇形怪状的，每个地方坍缩的速度不一样，所以最终有可能不是坍缩成一个点。
这件事儿就是彭罗斯最先给出证明的，他证明了对于史瓦西黑洞不管是不是高度对称，恒星原来可能长的奇形怪状的，都没关系，最终都会坍缩成一个点，就是一个密度无限大的奇点。
后来是霍金在博士论文中把彭罗斯的证明进行了推广，这是 1966 年的事儿，当年霍金 24 岁，他把彭罗斯的奇点定理推广到了任意黑洞，正是这个奇点定理保证了奇点的存在，这个点在物理上的理解就是时间结束的地方，所有物质只进不出，所以后来人们又研究，那会不会存在时间开始的地方呢？所有物质只出不进呗？理论上存在，就是白洞，广义相对论允许黑洞和白洞的存在。
但是黑洞可以由恒星坍缩形成，那白洞怎么形成呢？这个问题现在还不是很好理解，所以物理学家其实讨论的并不多。1970 年霍金和彭罗斯共同合作又写了一篇论文，他们认为宇宙大爆炸就是开始于一个奇点，这个奇点就是一个白洞，并且在宇宙大爆炸初期还会形成一些质量很小的黑洞，不过这个但是到现在为止还没有观测证据。
五十多年来，物理学家一直认为，银河系中心可能存在一个黑洞。自从 19 世纪 60 年代初发现类星体以来，物理学家就认为在包括银河系在内的大多数大型星系中可能会发现超大质量黑洞。然而，目前还没有人能解释星系及其黑洞是如何形成的，并且这些星系及其黑洞的质量介于几百万到数十亿之间。
一百年前，美国天文学家哈洛·沙普利（Harlow Shapley）率先在人马座的方向上确定了银河系的中心。在后来的观察中，天文学家在那里发现了一个强大的无线电波源，并将那里标记为人马座 A。到了 19 世纪 60 年代末，人们发现，人马座 A 占据了银河系的中心，并且银河系轨道上的所有恒星都围绕着它。
直到 19 世纪 90 年代，更大的望远镜和更好的设备才使我们对人马座 A* 能进行更系统的研究。赖因哈德·根策尔（Reinhard Genzel）和安德烈娅·盖兹（Andrea Ghez）各自开始了一项研究，他们试图穿过尘埃云观测到银河系的中心。他们与研究小组一起开发和完善了技术，搭建了专业的实验装置，并致力于长期研究。
图三 银河系，我们的星系，它的形状像一个大约 100,000 光年大的光盘。它的旋臂由气体和灰尘以及几千亿颗恒星组成。我们的太阳是这些恒星中的一个。
只有世界上最大的望远镜才能注视遥远的恒星——天文学上绝对越大越好。德国天文学家赖因哈德·根策尔（Reinhard Genzel）和他的小组最初使用的是 NTT，即智利 La Silla 山上的新型望远镜。后来，他们将观测地点移至 Paranal 山脉（也在智利）的甚大望远镜设施 VLT。VLT 拥有四台巨型望远镜，其大小是 NTT 的两倍，具有世界上最大的单片镜，每片镜的直径均超过 8 米。
在美国，安德烈娅·盖兹（Andrea Ghez）和她的研究小组使用位于夏威夷冒纳凯阿山（Mauna Kea）上的凯克望远镜。凯克望远镜的口径有近 10 米，是目前世界上口径最大的光学/近红外线望远镜。它由 36 个六边形镜片以蜂窝状组合而成，可以分别控制这些镜片来更好地聚焦星光。
因为我们生活在深达100公里的大气环境中，所以无论望远镜有多大，它们所能分辨的细节都会有所限制。望远镜上方或周围的温度比周围环境高或低，它们上方的空气会像透镜一样将光线折射到望远镜的镜片上，使光波失真。这是星星闪烁的原因，也是其图像模糊的原因。
自适应光学的出现对于改善观测至关重要。望远镜现在会配备了一个薄的附加镜片，用来补偿空气的湍流带来的影响并校正畸变的图像。
近三十年来，赖因哈德·根策尔（Reinhard Genzel）和安德烈娅·盖兹（Andrea Ghez）在遥远的银河系中心恒星混杂的环境中观测恒星。他们不断开发和完善他们的技术，并配备了更加灵敏的数字光传感器和更好的自适应光学器件，使图像分辨率提高了千倍以上。他们现在能够更精确地确定星星的位置，并长期进行跟踪。
研究人员追踪了众多恒星中约 30 个最亮的恒星。恒星在距中心一光月半径内移动最快，在其中进行忙碌的舞蹈，就像一群蜜蜂一样。另一方面，在该区域之外的恒星则以更有序的方式遵循其椭圆形轨道。
来自两个不同团队的观测结果符合地非常好，这让我们足以肯定在我们所处的银河系的中心，存在着一个黑洞，其质量大约为 4 百万倍太亮质量，其占据的体积和我们的太阳系大小相当。
我们可能很快就能直接看到人马座 A。这个观测活动就在计划中，在一年以前，事件视界望远镜成功地对一个超大质量黑洞和其周围环境进行成像。这个黑洞就是 M87 星系（又称室女座A星系）黑洞，距离我们 5.5 千万光年，看起来像在漆黑的眼眸外围着一圈深红的火。M87星系黑洞是如此巨大，比起人马座 A 要大 1000 倍。不过和也是在最近发现的相撞产生引力波的两个黑洞相比，这俩还是轻得多。像黑洞一样，在此之前引力波仅作为爱因斯坦广义相对论的理论推演而存在，然后于 2015 年秋季被美国 LIGO 探测器首次探测（2017 年诺贝尔物理学奖）。
罗杰·彭罗斯证实了黑洞是广义相对论的直接结果，广义相对论在超强重力下仍然适用。理论物理领域中正努力构建一套新的量子引力理论。这必须要将物理领域中的两大支柱相结合——相对论与量子力学，黑洞的内部必然是两大理论共同作用的结果。
同时，观测活动越来越靠近黑洞。赖因哈德·根策尔与安德烈娅·米娅·盖兹的开创性工作为广义相对论及其最古怪的预测提供了新一代精确检验。这些测量也很有可能为新的理论观点提供线索。宇宙仍然有很多秘密与惊喜等着我们去发现。
霍金将彭罗斯的奇点定理推广到了任意黑洞中。
黑洞奇点是时间结束的地方，白洞是时间开始的地方。广义相对论允许黑洞和白洞的存在。
黑洞由恒星坍缩而成，但是白洞如何形成，天文学家和物理学家，还没有解释清楚。
白洞是一个强引力源，其外部引力性质均与黑洞相同，白洞可以把它周围的物质吸积到边界上形成物质层。白洞理论主要可用来解释一些高能天体现象。 [1]
白洞是宇宙中的喷射源，可以向外部区域提供物质和能量，但不能吸收外部区域的任何物质和辐射，所以白洞是一个只发射、不吸收的特殊宇宙天体，与黑洞正好相反。
广义相对论所预言的一种性质正好与黑洞相反的特殊天体。白洞还仅是一种理论模型，但尚未被观测所证实。按照白洞理论，白洞和黑洞相似，也有一个封闭的边界。聚集在白洞内的物质，只可以经边界向外运动，而不能反向运动。因此这种天体外面的物质不能进入。
根据白洞理论，有人认为类星体的核心可能是一个白洞。当白洞内超密态物质向外喷射时，就会同它周围的物质发生猛烈的碰撞，从而释放出巨大能量。由此推断，有些X射线、宇宙线、射电爆发、射电双源等现象，可能会与白洞的这种效应有关。白洞的力是排斥力与黑洞的吸引力相反的力。
1970年，史蒂芬·霍金（Stephen Hawking）和罗杰·彭罗斯（Roger Penrose）发表了一篇著名的论文，他们证明了，如果让时间一直倒流，那么宇宙故事的开场将是大爆炸奇点。
提出了黑洞面积定理
黑洞的表面只能随时间增加，不能随时间减小
两个黑洞可以合并成一个，但是一个黑洞不能分裂成两个
1971年，霍金在宇宙监督假设和强能量条件的基础上推导出了黑洞面积定理：黑洞的表面积不会随着时间的推移而减少。面积定理吸引了许多物理学家，因为它反应了热力学第二定律，即熵不能随着时间减少。
1971年，霍金在宇宙监督假设和强能量条件的基础上推导出了黑洞面积定理：黑洞的表面积不会随着时间的推移而减少。面积定理吸引了许多物理学家，因为它反应了热力学第二定律，即熵不能随着时间减少。
如果黑洞把物体吸入内部，那么它的质量会增加，从而也增加了黑洞的表面积。但是，被吸进的物体会使黑洞角动量增加，使表面积减少。不过，由于附加质量而增加的表面积总是大于由附加转动减少的表面积，最终结果是黑洞的表面积还是增加了。
根据面积定理，两个黑洞可以合并成一个黑洞，合并后的表面积大于合并前各黑洞表面积之和。但是，如果一个大黑洞自发地分裂成两个小黑洞，那么总的表面积将会减少，这和面积定理相违背，因此是不可能发生的。
理论需要实验的证明，而引力波天文学的发展使我们得以验证霍金的面积定理。麻省理工学院天体物理学家团队分析了2015年探测到的第一个引力波信号。他们将数据分成两个时段：合并前和合并后，且分别计算了它们的表面积。结果发现，新形成黑洞的表面积大于两个旧黑洞的表面积之和，实验的置信水平为95%。
黑洞和引力波是广义相对论的结果，而面积定理也是从广义相对论发展而来的。之前引力波的观测结果很好地符合了广义相对论，因此面积定理也不太可能偏离。
霍金的面积定理很好地把黑洞与热力学联系在一起，而霍金辐射则把广义相对论和量子力学联系在一起。由于量子涨落，宇宙中会“凭空”产生一些粒子，通常情况下，这些粒子成对出现并快速结合而湮灭。但是，如果这些粒子出现在黑洞视界附近，其中一个粒子落入黑洞中，另一个粒子自由地逃往宇宙，黑洞就发出了霍金辐射。
霍金辐射会使黑洞的表面积收缩，违反面积定理。不过，由于霍金辐射非常微弱，需要极长的时间才能观察到面积的缩小，因此它不会阻碍实验的进行。
为了解释宇宙中大质量超巨星坍缩时产生的现象，惠勒创造了“黑洞”这个相当简洁、贴切、概括性的词汇。此外，惠勒还在核裂变研究领域获得创造性成果，选定铀－235作为制造原子弹的原料，是第一位从事原子弹理论研究的美国人。他曾从事氢弹研制工作，在统一场研究中有相当成就。惠勒在量子理论和相对论研究上成就巨大，他还创造了诸如“虫洞”和“量子泡沫”等词汇，并且成为物理学中的重要术语。
黑洞 推翻物理法则
事实上，惠勒在一个问题上将爱因斯坦理论向前大大推进了。
1939年，后来成为“曼哈顿计划”负责人的罗伯特·奥本海默（Robert Oppenheimer）与一名学生称，爱因斯坦的方程式做出了一个天启式的预言：一颗足够重量的死恒星将会崩裂，它制造出极密的堆积，以致光都无法穿越。这颗恒星会一直分裂下去，而宇宙空间则会像个黑斗篷一样将其包裹。在这个堆积中心，空间会无尽地弯曲，物质无穷密集，形成一种既密实又单一的矛盾景象，也就是我们现在说的物质为零的“黑洞中心”。
惠勒最先是反对这个结论的。1958年在比利时的一场会议中，他与奥本海默对峙。惠勒说，这个崩溃理论未能很好地解释类似恒星中物质的命运，他反驳说，物质怎么可能竟然发展到无物质呢。毕竟，物理法则怎么可能发展到违背自己以达到“无物理”的地步呢？
但是很快，当解释这颗崩裂行星的内部和外部的数学公式出现时，他与其他一些学者都被说服了。1969年在纽约的一次会议上，为了说服场下听众，他灵机一动，冒出了“黑洞”这个词，以描述这些恒星可怕而充满戏剧性的命运。“黑洞”一词从此流传开来。
在惠勒1999年的自传中，他写道：“黑洞教育我们空间可以像纸一样被揉捏成一个无穷小的点，小到时间会像火焰一样被熄灭，而我们之前所以为的‘神圣’不可变的物理法则也再不是那样了。”
1976年，惠勒从普林斯顿大学退休，来到了得克萨斯大学，同时，他开始思考曾经让爱因斯坦和玻尔都感到迷惑的一个问题：如何用量子结构的奇怪法则来观察现实。“量子革命”的基础是海森堡1927年提出的“不确定原理”，这个原理给认识自然物质加了很多限制，比如它认为即使在理论上，人们也是不可能同时知道亚原子粒子的速度和位置的。在这种条件下，如果不去观察的话，亚原子粒子及其运动就会处于一片惠勒称之为“巨大的烟雾龙”的粒子云状态中，模糊不清。这个想法曾让爱因斯坦很沮丧，他甚至有一次问惠勒，如果人们都不去看月亮的话，那月亮还会不会在天上？
不过，惠勒却在思考，量子不确定原则是否能运用于整个宇宙和历史，这点是否是认识所有存在物质的关键。“我们不再满足于仅仅观察粒子，或引力场，或几何，甚至时空，”他在1981年的一篇文章中写道，“今天我们对物理的要求是，要了解存在本身。”
作为一位出色的教育家，惠勒对于教育有特殊的理解。“大学里为什么要有学生？”惠勒说，“那是因为老师有不懂的东西，需要学生来帮助解答。” 1970年代初期，惠勒的学生贝肯斯坦（Bekenstein）提出，黑洞的视界面积正比于黑洞的熵，这个思想与当时的霍金等人“黑洞无毛”的观点相悖，几乎所有的黑洞物理学家都站在霍金一边，只有惠勒支持贝肯斯坦，他说：“这个想法足够疯狂了，所以它很有可能是对的。”而贝肯斯坦的确对了。早逝的费曼曾经说：“有人说惠勒晚年陷入了疯狂，其实惠勒一直都疯狂。”
1972年，美国普林斯顿大学青年研究生贝肯斯坦提出黑洞“无毛定理”：星体坍缩成黑洞后，只剩下质量，角动量，电荷三个基本守恒量继续起作用。其他一切因素（“毛发”）都在进入黑洞后消失了。这一定理后来由霍金等四人严格证明。
物质场的纠缠熵及与黑洞熵的关系 - 知乎 (zhihu.com)
霍金辐射
第二十二期详解
黑洞辐射（英语：Hawking radiation）是以量子效应理论推测出的一种由黑洞散发出来的热辐射。此理论在1974年由物理学家史蒂芬·霍金提出。有了霍金辐射的理论就能说明如何降低黑洞的质量而导致黑洞蒸散的现象。
第二十二期 黑洞信息佯谬
霍金的经历
斯蒂芬·威廉·霍金（Stephen William Hawking），1942年1月8日出生于英国牛津，出生当天正好是伽利略逝世300年忌日。父亲法兰克是毕业于牛津大学的热带病专家，母亲伊莎贝尔1930年毕业于牛津研究哲学、政治和经济。
霍金毕业于牛津大学（University of Oxford）和剑桥大学（University of Cambridge），并获剑桥大学博士学位。
1959年17岁的霍金入读牛津大学的大学学院攻读自然科学，用了很少时间而得到一等荣誉学位，随后转读剑桥大学研究宇宙学。
1963年，21岁的他不幸被诊断患有肌肉萎缩性侧索硬化症即运动神经细胞病。当时，医生曾诊断身患绝症的他只能活两年，可他一直坚强地活了下来。
1965年，23岁时他取得了博士学位留在剑桥大学进行研究工作。
福雷德·霍伊尔是英国天文学家，他解决了或协助解决了二十世纪天文学的许多重要问题，并激励其他的科学家进 行研究。今天，许多天文学家常常提到霍伊尔，认为他是最初灵感的源泉。
福雷德·霍伊尔因对恒星内部由氢元素产生其它元素的一种叫做核子融合的过程所做的解释而为科学家们所熟知，然而他最著名成就是他的宇宙稳态理论。
1948 年英国邦迪（Hermann BOndi，1919-），霍伊尔（Fred Hoyle，1915-）和戈尔德（Thomas Gold，1920-）等人提出的宇宙模型。提出完全宇宙学原理，即宇宙在空间上均匀各向同性，在时间上稳恒不变；认为宇宙各处不断从虚无中产生物质，以保证宇宙膨胀中物质密度维持不变。克服了宇宙年龄困难和光度徉谬。在理论上违背了通常的守恒律，没有说明物质产生的具体途径和机制；在观测上得不到星系、射电源计数的支持，也无法解释背景辐射和元素丰度等事实。这条原理必须承认标准大爆炸模型，假若宇宙以一种极不规则的方式演化，即不会有生命及人类进化出现了，其无法承载所有物理定律，故其被否定了。
Dennis Sciama (1926–99) | Nature
霍金在剑桥研究生时候的老师
Penrose在新书（Cycles of Time）的前言里，说他50多年前到剑桥读数学研究生时，跟Dennis Sciama学过宇宙学。他那本上了电影镜头的大书The Road to Reality (http://www.sciencenet.cn/blog/user_content.aspx?id=365906) 也是敬献给Sciama的——虽然他读的数学，并不是Sciama的专业。 Sciama是大师傅Dirac的博士（1953），他自己也成了引领英国宇宙学的大师傅。他（还有美国的Wheeler, 俄罗斯的Zel’dovich）通过徒子徒孙们，塑造了宇宙学的今天。 与那两位导师不同的是，Sciama把大部分精力都用来为剑桥的学生营造理想的成长环境，而把个人的研究放在第二位。所以，他比学生还“落后”，一直没当上剑桥教授，也没获得学生那样的荣誉。 他就像催化剂，促进同学逼近科学前沿。如果伦敦有什么精彩演讲，他会带着同学坐火车去听。他认为，认识宇宙的最佳路线就是依靠他的学生，让学生去解决最艰难的问题，而他去寻找新的问题…… 从Sciama门下走出了30多个学生，包括**George Ellis (1964), Stephen Hawking (1966), Brandon Carter (1967), Martin Rees (1967), Gary Gibbons (1973), James Binney (1975)**等，随便检索几十年来的宇宙学文献，就知道他们是什么样的同学。根据数学物理“族谱”的统计，这些学生的学生有300多个。（http://genealogy.math.ndsu.nodak.edu/id.php?id=72653&fChrono=1 ）
Sciama的书我只读过一本《现代宇宙学》（有商务印书馆中译本），是他那个时代的入门读物。宇宙学也没忘这个好老师，2009年3月，Portsmouth大学将宇宙学与引力论研究所（ICG）大楼命名为Sciama楼。
Dennis Sciama (1926-1999)
霍金辐射
史蒂芬·霍金最伟大贡献：霍金辐射 - 知乎 (zhihu.com)
经典的黑洞模型是黑洞只进不去，霍金将量子效应加入到了黑洞之中，量子理论中，真空不是空无一物的，真空中不停地有虚粒子对的出现（一个虚粒子和一个虚反粒子，且在短时间内迅速湮灭）
虚粒子在短时间内如果不能迅速湮灭，那虚粒子就能通过量子隧穿效应变成实粒子，从而被观察到。
在量子力学里，量子隧穿效应（Quantum tunneling effect）指的是，像电子等微观粒子能够穿入或穿越位势垒的量子行为，尽管位势垒的高度大于粒子的总能量。在经典力学里，这是不可能发生的，但使用量子力学理论却可以给出合理解释。
卡西米尔效应（英语：Casimir effect）是由荷兰物理学家亨德里克·卡西米尔（Hendrik Casimir）于1948年提出的一种现象，此效应随后被侦测到，并以卡西米尔为名以纪念他。其根据量子场论的“真空不空”观念——即使没有物质存在的真空仍有能量涨落，而提出此效应：真空中两片中性（不带电）的金属板会出现吸力；这在经典理论中是不会出现的现象。这种效应只有在两物体的距离非常之小时才可以被检测到。例如，在亚微米尺度上，该效应导致的吸引力成为中性导体之间主要作用力。事实上在10纳米间隙上（大概是一个原子尺度的100倍），卡西米尔效应能产生1个大气压的压力（101.3千帕）。一对中性原子之间的范德瓦耳斯力是一种类似的效应。
在量子场论里，尤其是量子电动力学， 真空极化是一个在背景电磁场中产生电子-正子虚粒子对的过程。 产生的虚粒子对会改变原本电荷和电流的分布。 有时这被视作规范玻色子（光子）的自身能量（self energy）。 1997年，日本TRISTAN粒子加速器观测到真空极化的现象。
根据量子场论，一个包含作用粒子的基态（或真空态）不单纯只是个空无一物的空间， 它包含了存活时间很短虚正反粒子对，从真空中产生并彼此湮灭。
部分正反粒子对带有电荷，例如正负电子对。 这类的粒子对会形成电偶极矩。在电磁场的作用下粒子对会产生位移，并且反过来影响电磁场。 （部分的遮蔽效应或介电质效应） 因此场的作用会比原先预期的来得小。 而这个虚粒子对转向的过程就是真空极化。
霍金辐射（英语：Hawking radiation）是以量子效应理论推测出的一种由黑洞散发出来的热辐射。此理论在1974年由物理学家史蒂芬·霍金提出。有了霍金辐射的理论就能说明如何降低黑洞的质量而导致黑洞蒸散的现象。 [1]
而因为霍金辐射能够让黑洞失去质量，当黑洞损失的质量比增加的质量多的时候就会造成缩小，最终消失。而比较小的微黑洞的发散量通常会比正常的黑洞大，所以前者会比后者缩小与消失的速度还要快。
霍金的分析迅速成为第一个令人信服的量子引力理论，尽管目前尚未实际观察到霍金辐射的存在。在2008年6月NASA发射了GLAST卫星，它可以寻找蒸发的黑洞中γ射线的闪光。而在额外维度理论，高能粒子对撞也有可能创造出会自我消失的微黑洞。
2010年9月，一项模拟重力研究的结果被部分科学家认为是首次展示出霍金辐射的可能存在与可能性质。然而，霍金辐射仍未被实际观测到。
黑洞是一个万有引力极大的地方，它周围的物质会被重力拉进去。以经典力学上来说，它的引力超强，甚至电磁辐射波也无法逃脱。目前虽尚未了解如何统一重力与量子力学，但远离黑洞之处的重力效应却微弱到依然可以使计算结果符合弯曲时空的量子场论框架。霍金表示量子效应允许黑洞发射精确的黑体辐射。这电磁辐射仿佛被一个温度和黑洞的质量成反比的黑体发出。
举例来说，太阳质量的黑洞的温度仅有60nK；事实上，黑洞会吸收比自身发射要多得多的宇宙微波背景辐射。黑洞的温度吸收与其发射数量相等的辐射。更小的原生黑洞则会散发比自身吸收更多的辐射，因此逐渐失去质量。
在没有霍金辐射的概念以前，物理界有一个难题，就是如果把有很多熵的东西丢进黑洞里，那岂不是把那些熵给消灭掉了吗？但是熵在宇宙里是永增不减的，因此这代表黑洞应该也有很多熵，而有熵的任何东西都会释放黑体辐射，因此黑洞也会释放黑体辐射？但释放的机制又如何？霍金辐射就解释了黑洞释放黑体辐射的机制。根据海森堡测不准原理，在真空中会瞬间凭空且自然地产生许多粒子-反粒子（虚粒子）对，并且在极短的时间内成对湮灭，在宏观上没有质量产生。
雅可夫·鲍里索维奇·泽尔多维奇、雅各布·贝肯斯坦和史蒂芬·霍金等物理学者将量子力学和广义相对论结合起来，结果显示视界的温度并非是零，而且还会发光，虽然极其微弱。这种光就是所谓的“霍金辐射”；当成双成对的粒子——如电子和正电子，或一对光子——在强烈的引力场中被制造出来时，其中一个粒子会坠入黑洞，另一个会逃离，从而产生这种辐射。
如果一个粒子对在黑洞附近形成，由于黑洞的引力场很强，导致配对诞生的正反粒子被扯开，有可能有一个跌入事件视界，而另一个没有，从而被黑洞的引力提升成实粒子。但这样就违反了能量守恒定律，所以另一个粒子的质量一定是从黑洞本身的质量而来——这就是黑洞释放辐射的一个简化解释。
绝对真空违反了量子力学中的不确定性原理，所以并不存在。当空间趋向绝对真空的过程中会产生虚粒子对，两个粒子对撞后又会消失，这样即不会违反量子力学，也不会违反物质守恒。当这种量子现象发生在黑洞的视界边缘，视界之外的虚粒子因为在视界之外，所以可以被观测到，从而变为实粒子，而视界之内的虚粒子因为在视界之内，所以会被黑洞吞噬，不会被观察到。因为视界之外的粒子是带有质量的真实粒子，由质量和能量守恒定律，视界之内被黑洞吞噬的粒子有负质量，所以黑洞的质量会因为这样的作用而减少。从外界看来，黑洞好像在慢慢蒸发。黑洞越小，蒸发速度越快，直到黑洞完全的蒸发。但由于这样的作用极为缓慢，和太阳质量一样的黑洞需要用大约10年来蒸发0.0000001%的质量。
霍金辐射理论带来的结论：
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黑洞信息佯谬
黑洞信息佯谬（英语：black hole information paradox）起源于量子力学与广义相对论两者的结合。其指出物理信息可能永久消失于黑洞中，导致许多量子态简并为单一状态。
黑洞信息佯谬（英语：Black hole information paradox）起源于量子力学与广义相对论两者的结合。其指出物理信息可能永久消失于黑洞中，导致许多不同的物理状态最终会变为相同的状态，跟无毛定理的内涵相符合。这现象违反了一个科学上的宗旨，亦即原则上，由于量子决定性，一物理系统于某个时刻的完整信息会决定其它任意时刻的状态。量子力学中的一项基础假设指出：一系统的完整信息涵盖于其波函数，直到发生波函数坍缩。波函数的时间演化由幺正算符来决定，而幺正性暗示了量子世界信息的保存。
关于黑洞信息佯谬，有两项原理主导：
这两项原理的结合则表示信息总是得以保存。
1970年代中期以来，史蒂芬·霍金与雅各布·贝肯斯坦将基于广义相对论与量子场论的黑洞热力学推展，发现其结果不只与信息守恒律相矛盾，而且无法解释信息丧失的情形。霍金的计算指出，霍金辐射将导致黑洞蒸发而消失，辐射出来的粒子也不会携带任何黑洞内部的线索，导致其中的信息将永远消失。 [1]
今日许多物理学家相信全息原理（特别是AdS/CFT对偶）可指出先前霍金结果的错误，而信息实际上是保存的。2004年，霍金对先前索恩-霍金-普雷斯基尔赌局认输，承认黑洞蒸发确实会保存信息。
1975年，史蒂芬·霍金与雅各布·贝肯斯坦提出黑洞会缓慢地向外辐射能量，导致了一个问题。由无毛定理，我们可推论霍金辐射完全与进入黑洞的物质不相关。然而，如果进入黑洞的物质是个纯量子态，其状态最终会被变换成为霍金辐射的混合态，进而毁灭原量子态的信息。这违反了刘维尔定理对信息守恒的预测并导致了物理上的佯谬。
更精确地说，若有个处于量子纠缠的标量子态，且该纠缠系统之一部分被抛入黑洞中，留下另一部分在黑洞外。现思考对应于这纯态的密度算符，取这密度算符对于进入黑洞部分的偏迹数，则结果会显示出，在黑洞外的部分处于混合态。但由于任何在黑洞内部的物体都会在有限时间内击中引力奇点，取偏迹数的部分可能会从物理系统里完全消失地杳然无踪。
霍金相信黑洞热力学与无毛定理的结合会导致量子信息被毁灭的结论。然而，约翰·普雷斯基尔等物理学家则认为信息不会在黑洞中消失，并为此和霍金与基普·索恩在1997年打了一场赌。这导致伦纳德·萨斯坎德与杰拉德·特·胡夫特对霍金的理论“宣战”，萨斯坎德并在2008年著书《黑洞战争》专述此事。该书并特别说明这场“战争”纯粹是科学上的争论，而参与双方仍旧是朋友。该书以胡夫特提出、萨斯坎德赋予弦论上诠释的全息原理作为整场“战争”的总结。
目前，物理学界有数种解决此佯谬的可能方案。自从1997年胡安·马尔达西那提出AdS/CFT对偶之后，物理学家们大多认为信息是守恒的，并且霍金辐射不完全是热力学的，而是有着量子修正。此外还有其他的可能性，譬如说信息在霍金辐射的末尾被保存在普朗克尺度残余，又或者量子力学定律的修正以允许非幺正性的时间演变。
2004年7月，史蒂芬·霍金发表了一篇论文，其中提到事件视界的量子摄动可能可以允许信息从黑洞中逃出，并可能可以解决此佯谬。他的论述假设AdS 黑洞与热量子共形场论之AdS/CFT对偶的幺正性。在宣布他的结论之后，霍金对先前的索恩-霍金-普雷斯基尔赌局认输，并赠送普雷斯基尔一本棒球百科全书，因为“从中可以任意获取信息”。然而，索恩并没被霍金的证明所说服，因此并未对该赌局认输。2015年3月17日，德扬·史杜高域（Dejan Stojkovic）与安舒尔·赛尼（Anshul Saini）发表在《物理评论快报》的论文表示，若考虑原先被忽略的粒子间相互作用，霍金辐射即能符合幺正性，信息因此不会丧失。2015年8月25日，霍金在斯德哥尔摩皇家工学院发表演说，并认为信息可能被储存在事件视界上，即便原先携带该信息的粒子已经坠入黑洞中，储存在事件视界上的信息则会随霍金辐射重新释放至外界。
根据罗杰·彭罗斯的说法，量子系统中幺正性的丧失并不是一个问题，因为量子测量本身即不具备幺正性。彭罗斯宣称量子系统在重力的影响之下将不再具备幺正性，而黑洞中正是如此。彭罗斯提出的共形循环宇宙学严重依赖于信息在黑洞中丧失的条件。这个新形态的宇宙学模型可使用对宇宙微波背景辐射（CMB）数据的详细分析做测试。如果该理论是正确的，则宇宙微波背景辐射将展现温度略高或略低的圆形模式。在2010年11月，彭罗斯和瓦赫·古尔扎江宣布他们在威尔金森微波各向异性探测器与毫米波段气球观天计划测得的数据发现了此种圆形模式，但他们的结果仍正在处于争论当中。
主要的几种可能解答
信息永久丧失
信息随黑洞蒸发逐渐释出
- 优点：直观上吸引人的，因为它性质上类似于经典燃烧过程中的信息恢复。
- 缺点：与经典和半经典重力理论（不允许信息从黑洞内部漏出）有着较大的差异，即便在巨观黑洞的情形之下。
信息在黑洞蒸发殆尽时瞬间释出
信息被储存在普朗克尺度残余
- 优点：不需要任何的信息释出机制。
- 缺点：为了容纳从任何已蒸发黑洞而来的信息，此类残余需要无限数目的内部态。有人认为，这将有可能产生无限对的该种残余的量，因为它们从低能有效理论的角度来看很小，而且具备不可区别性。
信息被储存在从本宇宙分离的子宇宙
- 优点：此为爱因斯坦-嘉当理论所预测的情形，该理论将广义相对论扩展至具有内生角动量的物质，而且没有违反已知的任何物理定律。
- 缺点：爱因斯坦-嘉当理论难以被测试，因为该理论的预测与广义相对论所预测的相异处仅存在于极高密度时。 [2]
信息被储存在未来与过去之间的关联
- 优点：半经典重力即已足够。也就是说，这不需要用到尚未被研究透彻的量子引力细节部分。
- 缺点：违背人们的直观认知，亦即自然是随着时间演变的实体。
信息守恒对应着量子粒子的根基——幺正性
决定论——拉普拉斯妖：我们可以把宇宙现在的状态视为其过去的果以及未来的因。如果一个智者能知道某一刻所有自然运动的力和所有自然构成的物件的位置，假如他也能够对这些数据进行分析，那宇宙里最大的物体到最小的粒子的运动都会包含在一条简单公式中。对于这智者来说没有事物会是含糊的，而未来只会像过去般出现在他面前。
物理四神兽——拉普拉斯的妖 - 知乎 (zhihu.com)
拉普拉斯妖（法国数学家拉普拉斯提出的一种假想生物）_百度百科 (baidu.com)
拉普拉斯妖（Démon de Laplace）是由法国数学家皮埃尔-西蒙·拉普拉斯于1814年提出的一种假想生物。此“恶魔”知道宇宙中每个原子确切的位置和动量，能够使用牛顿定律来展现宇宙事件的整个过程，过去以及未来。
拉普拉斯坚信决定论，他在他的概述论（Essai philosophique sur les probabilités）导论部分写道：
“我们可以把宇宙现在的状态视为其过去的果以及未来的因。如果一个智者能知道某一刻所有自然运动的力和所有自然构成的物件的位置，假如他也能够对这些数据进行分析，那宇宙里最大的物体到最小的粒子的运动都会包含在一条简单公式中。对于这智者来说没有事物会是含糊的，而未来只会像过去般出现在他面前。”
拉普拉斯这里所说的“智者”即后人所谓的拉普拉斯妖。
在含时薛定谔方程中，对于一个量子态的过去和将来是一件很确定的事
薛定谔方程（Schrödinger equation），又称薛定谔波动方程（Schrodinger wave equation），是由奥地利物理学家薛定谔提出的量子力学中的一个基本方程，也是量子力学的一个基本假定。
它是将物质波的概念和波动方程相结合建立的二阶偏微分方程，可描述微观粒子的运动，每个微观系统都有一个相应的薛定谔方程式，通过解方程可得到波函数的具体形式以及对应的能量，从而了解微观系统的性质。薛定谔方程表明量子力学中，粒子以概率的方式出现，具有不确定性，宏观尺度下失效可忽略不计。
在量子物理中，量子态描述了一个孤立系统的状态，包含了系统所有的信息。如根据玻恩的波函数统计解释，只要知道了系统量子态的信息，就能给出对系统进行测量的结果。量子态包括纯态和混态。
马克斯·玻恩（Max Born，1882年12月11日—1970年1月5日），男，是德国犹太裔理论物理学家、量子力学奠基人之一，因对量子力学的基础性研究尤其是对波函数的统计学诠释而获得1954年的诺贝尔物理学奖。
马克斯·玻恩1901年起在布雷斯劳、海德堡、苏黎世和哥廷根等各所大学学习，先是法律和伦理学，后是数学、物理和天文学。1907年获得博士学位。1912年与西尔多·冯·卡门合作发表了《关于空间点阵的振动》的著名论文，从此开始了他以后几十年创立点阵理论的事业。1921年成为哥廷根大学物理系主任。 [1] 1936年任爱丁堡大学教授，1937年当选为英国伦敦皇家学会会员。玻恩还是《哥廷根宣言》的签署人。
波函数是量子力学中描写微观系统状态的函数。在经典力学中，用质点的位置和动量（或速度）来描写宏观质点的状态，这是质点状态的经典描述方式，它突出了质点的粒子性。由于微观粒子具有波粒二象性，粒子的位置和动量不能同时有确定值（见测不准关系），因而质点状态的经典描述方式不适用于对微观粒子状态的描述，物质波于宏观尺度下表现为对几率波函数的期望值，不确定性失效可忽略不计。
刘维尔定理 (哈密顿力学) - 万维百科 (wanweibaike.net)
2004年7月21日，在爱尔兰都柏林举行的“第17届国际广义相对论和万有引力大会”上，英国传奇科学家斯蒂芬·霍金教授宣布了他对宇宙黑洞的最新研究结果，霍金的态度来了个180度转弯，表示自己原来的观点错了，信息应该守恒：黑洞并非如他和其他大多数物理学家以前认为的那样，对其周遭的一切“完全吞食”，事实上被吸入黑洞深处的物质的某些信息实际上可能会在某个时候释放出来：信息守恒。
黑洞内涵
原因是先前把黑洞想得太理想化了，把黑洞热辐射也想得太理想化了。不过，霍金一直没有给出严格的证明来支持自己的新观点。索恩表示此事不能由霍金一个人说了算，他仍坚持信息不守恒的看法。普瑞斯基则表示没有听懂霍金的演讲，不明白自己为什么赢了。目前，这一牵扯到量子论基础的敏感问题还远未解决。
黑洞不仅仅是一颗死亡了的星体，它具有丰富的内涵。黑洞的霍金辐射理论表明，黑洞不仅具有一般的力学性质，而且具有量子性质和热性质。如果黑洞的辐射谱为严格的黑体谱，则黑洞辐射过程中信息丢失。Parikh和Wilczek认为，黑洞的霍金辐射的确可以看成是一种量子效应，但辐射粒子贯穿的势垒不是预先存在的，而是由出射粒子自身产生的。他们的研究结果支持信息守恒。
黑洞理论研究
黑洞理论的研究已经超出了黑洞本身，它不仅通过信息疑难触及了量子论的重要基石——幺正性，而且掀开了探讨时间性质的新篇章。
黑洞内部有一个奇点，那是时间终结的地方。大爆炸宇宙有一个初始奇点，那是时间开始的地方。彭若斯和霍金曾经证明过一个“奇性定理”，该定理表明，任何一个真实的时空都一定存在奇点，即一定存在时间有开始或终结的过程。时间有没有开始和结束，原本是哲学家和神学家议论的话题，现在经过对黑洞和宇宙的研究，这一话题被纳入了物理学的领域。
宇宙学家相信，太空中有许多类型的黑洞，从质量相当于一座山的小黑洞，到位于星系中央的超级黑洞，不一而足。科学家过去认为，从巨大的星体到星际尘埃等，一旦掉进去，就再不能逃出，就连光也不能“幸免于难”。而霍金教授关于黑洞的最新研究有可能打破这一结论。经过长时间的研究，他发现，一些被黑洞吞没的物质随着时间的推移，慢慢地从黑洞中“流淌”出来。
霍金关于黑洞的这一新理论解决了关于黑洞信息的一个似是而非的观点，他的剑桥大学的同行都为此兴奋不已。过去，黑洞一直被认为是一种纯粹的破坏力量，而现在的最新研究表明，黑洞在星系形成过程中可能扮演了重要角色。
2013年5月14日，美国引力基金会宣布，中国科学院武汉物理与数学研究所张保成副研究员、蔡庆宇研究员、詹明生研究员和清华大学尤力教授合作完成的题为“信息守恒是基本定律：揭示霍金辐射中丢失的信息”的论文荣获本年度引力论文比赛第一名。
本篇获奖文章首先从量子信息的角度阐述了信息守恒是自然界的必然要求。随后，结合作者之前的工作，即在隧穿辐射的物理图像下，证明了黑洞辐射之间存在携带信息的关联以及整个辐射过程中熵守恒，文章指出信息守恒仍然是自然界的基本定律，即使黑洞这样的强引力体系也莫能例外。在文中，结合他们最近的理论研究结果，作者还分析了如何进一步在实验中检验黑洞信息丢失问题，并且指出一旦LHC实验中观测到高能粒子碰撞产生的小黑洞，并且辐射粒子能量的协方差和理论计算结果一致，则可以在实验上进一步确认黑洞信息守恒。在理论上证明黑洞信息守恒，这不仅进一步展示了量子力学的普适性，而且对构建量子力学与引力的统一理论具有重要的启示作用。 [1]
第二十三期 宇宙膨胀
To be continued.